ORIGEM, EVOLUÇÃO E MORTE DAS ESTRELAS : uma sequência de ensino para alunos do ensino médio

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1 UNIVERSIDADE FEDERAL DO ABC MESTRADO NACIONAL PROFISSIONAL EM ENSINO DE FÍSICA - MNPEF William Fernandes da Silva ORIGEM, EVOLUÇÃO E MORTE DAS ESTRELAS : uma sequência de ensino para alunos do ensino médio Santo André-SP 2016

2 ii William Fernandes da Silva ORIGEM, EVOLUÇÃO E MORTE DAS ESTRELAS: uma sequência de ensino para alunos do ensino médio Dissertação de Mestrado submetida ao Programa de Pós-Graduação da Universidade Federal do ABC, no Curso de Mestrado Profissional de Ensino de Física (MNPEF), como parte dos requisitos necessários à obtenção do título de Mestre em Ensino de Física Orientadora: Professora Dra. Laura Paulucci Marinho Santo André-SP 2016

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6 A minha mãe, Ana Marcelina da Silva, pelo apoio incondicional em todos os momentos. vi

7 vii AGRADECIMENTOS trabalho. Agradeço a Deus que possibilitou o desenvolvimento deste Agradeço a minha mãe, irmãos e a todos os meus familiares. Agradeço à minha orientadora Laura Paulucci Marinho, por todas as conversas, sugestões e comentários que proporcionaram a conclusão deste trabalho. Agradeço aos professores do mestrado profissional. Agradeço os meus colegas do mestrado profissional, Alexandre Magno, Alexandre Munhoz, André, Antônio, Arivaldo, Cremilson, Erlon, Fernando, Ismerindo, José, Jurandi, Leonardo e Martin. Agradeço a direção e principalmente a coordenação da Escola Estadual Carlos Gomes, que permitiram a criação e aplicação deste projeto. Aos meus queridos e inesquecíveis alunos e alunas da Escola Carlos Gomes, principalmente os alunos da equipe azul, que participaram deste projeto. Agradeço à CAPES (Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior) pela concessão da bolsa durante o período de realização desta dissertação.

8 viii Não entre docemente naquela boa noite Não entres docilmente nessa noite serena, porque a velhice deveria arder e delirar no termo do dia; odeia, odeia a luz que começa a morrer. No fim, ainda que os sábios aceitem as trevas, porque se esgotou o raio nas suas palavras, eles não entram docilmente nessa noite serena. Homens bons que clamaram, ao passar a última onda, como podia o brilho das suas frágeis ações ter dançado na baia verde, odiai, odiai a luz que começa a morrer. E os loucos que colheram e cantaram o vôo do sol e aprenderam, muito tarde, como o feriram no seu caminho, não entram docilmente nessa noite serena. Junto da morte, homens graves que vedes com um olhar que cega quanto os olhos cegos fulgiriam como meteoros e seriam alegres, odiai, odiai a luz que começa a morrer. E de longe, meu pai, peço-te que nessa altura sombria venhas beijar ou amaldiçoar-me com as tuas cruéis lágrimas. Não entres docilmente nessa noite serena. Odeia, odeia a luz que começa a morrer. Dylan Thomas Tradução: Fernando Guimarães

9 ix SILVA, W.F. Origem, evolução e morte das estrelas: uma sequência de ensino para alunos do ensino médio f. Dissertação (Mestrado Nacional Profissional em Ensino de Física) Universidade Federal do ABC, Santo André, RESUMO O objetivo deste trabalho foi desenvolver e avaliar uma sequência de ensino para o ensino de astronomia, aplicada em uma escola pública do Estado de São Paulo, com alunos do último ano do ensino médio. Nossos estudos iniciais indicaram uma quantidade significativa de trabalhos direcionados para o ensino de astronomia, contudo, poucos são específicos para o ensino da astronomia estelar. A sequência de ensino teve como tema a origem, a evolução e a morte das estrelas. O produto educacional oriundo desta dissertação consistiu na elaboração de um material didático sobre essa temática voltado a auxiliar professores do ensino médio na construção de suas aulas. O referencial teórico utilizado na elaboração das atividades da sequência de ensino e na avaliação de seus resultados foi a Teoria da Aprendizagem Significativa de David Ausubel e os Mapas Conceituais de Novak. Analisando os mapas conceituais construídos pelos alunos antes e após a aplicação da sequência de ensino e também com base em um teste de múltipla escolha, observamos indícios que apontam para uma aprendizagem significativa dos conceitos trabalhados. Palavras chave: Ensino de astronomia, Estrelas, Aprendizagem Significativa, Mapas conceituais.

10 x SILVA, W. F. Origin, evolution and death of stars: a teaching sequence for high school students f.dissertação (Mestrado Nacional Profissional em Ensino de Física)-Universidade Federal do ABC, Santo André, ABSTRACT The aim of this study was to develop and evaluate a teaching sequence for astronomy education that was applied in a public school of the State of São Paulo, Brazil, with students of the final year of high school. In our initial research, we found a significant number of studies directed to astronomy education. However, just a few of them dealt specifically with stellar astronomy. The teaching sequence adopted the origin, evolution and death of stars as theme. The educational product resulting from this dissertation consists of a didactic material set on this subject for high school teachers to use in their classes. The theoretical framework used to prepare the activities of teaching sequence and the evaluation of its results was the Theory of Meaningful Learning by David Ausubel and Concept Maps by Novak. Conceptual maps built by the students before and after the teaching sequence and a multiple-choice test were used as means to evaluateits effectiveness. After analyzing the data, evidences pointing to significant learning of the concepts related to the proposed theme were observed. Keywords: Astronomy Education, Stars, Meaningful Learning, Concept Maps

11 xi LISTA DE FIGURAS Figura Teses e dissertações sobre o ensino de astronomia defendidas por ano Figura Quantidade de teses e dissertações sobre o ensino de astronomia distribuídas por região Figura Quantidade de teses e dissertações distribuídas em cada categoria Figura Relação continua entre a aprendizagem significativa e a mecânica Figura Representação da Teoria de Assimilação de Ausubel Figura Principais conceitos da teoria da aprendizagem significativa Figura Estrutura da proposição: formada por conceitos e o termo de ligação Figura Representação de um mapa conceitual Figura 5.1-Fachada da Escola Estadual Carlos Gomes Figura Estrelas desenhadas pelos alunos Figura Quantidade de mapas conceituais (em %) que foram classificados em cada nível taxonômico antes da aplicação da SE Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível zero-n Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível um-n Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito o utilizando software Cmap Tools, classificado no nível dois N Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível três N Figura Quantidade de mapas conceituais (em %) que foram classificados em cada nível taxonômico após a aplicação da SE Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível quatro N

12 xii Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível 5 N Figura Comparação entre os níveis taxonômicos obtidos antes e depois do desenvolvimento da SE Figura Quantidade de alunos, em porcentagem, que obtiveram cada conceito LISTA DE TABELAS Tabela 1 - Respostas dos alunos sobre a definição de estrela Tabela 2 - Respostas dos alunos sobre o formato das estrelas Tabela 3 - Respostas dos alunos sobre a composição das estrelas.. 43 Tabela 4 - Respostas dos alunos sobre as diferenças entre as estrelas Tabela 5 - Respostas dos alunos sobre qual seria a fonte de luz e energia das estrelas Tabela 6 - Respostas dos alunos se ocorrem mudanças nas estrelas 47 Tabela 7 - Respostas dos alunos sobre as diferenças e semelhanças entre o Sol e as outras estrelas Tabela 8 Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema formação das estrelas Tabela 9 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: O que é uma estrela Tabela 10 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: fonte de energia das estrelas Tabela 11 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: parâmetros estelares, sequência principal e diagrama H R Tabela 12 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: evolução e morte das estrelas Tabela 13 - Mapas conceituais analisados e os conceitos obtidos em cada um dos cinco temas desenvolvidos na SE

13 xiii Tabela 14 - Número e a quantidade de questões que foram elaboradas para cada tema desenvolvido na SE Tabela 15 - Questões que os alunos acertaram no teste de múltipla escolha... 75

14 xiv SUMÁRIO 1 INTRODUÇÃO Estrutura da dissertação A IMPORTÂNCIA DO ENSINO DE ASTRONOMIA Astronomia: Fascínio e curiosidade A Astronomia nos Parâmetros Curriculares Nacionais Astronomia e a interdisciplinaridade Astronomia e o livro didático ESTADO DA ARTE SOBRE A EDUCAÇÃO EM ASTRONOMIA 13 4 FUNDAMENTAÇÃO TEÓRICA: A TEORIA DA APRENDIZAGEM SIGNIFICATIVA Formas de aprendizagem significativa Teoria da Assimilação Diferenciação progressiva e reconciliação integrativa Condições para a aprendizagem significativa Organizadores prévios Mapas Conceituais Construindo um Mapa Conceitual PROCEDIMENTOS DIDÁTICOS E METODOLÓGICOS Caracterização do ambiente As concepções prévias dos alunos sobre as estrelas Estrutura da sequência de ensino... 48

15 xv 5.4 Instrumentos de coleta de dados Como avaliar mapas conceituais? Métodos de Análise Taxonomia topológica Taxonomia semântica Categorias RESULTADOS E DISCUSSÕES Análise da taxonomia topológica Análise da taxonomia semântica Análise do teste de múltipla escolha CONSIDERAÇÕES FINAIS REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS APÊNDICE A PRODUTO EDUCACIONAL APÊNDICE B TESTE DE MÚLTIPLA ESCOLHA...201

16 1 1 INTRODUÇÃO Muitas vezes, paramos para observar o céu noturno. Talvez apenas com a intenção de prever o tempo da manhã seguinte, mas em alguns momentos é simplesmente para apreciar a beleza e à imensidão do cosmo. Com esse olhar diferenciado, uma série de sensações, reflexões e perguntas podem vir à tona. O que são todos esses pontos luminosos? Por que alguns brilham mais que os outros? Qual é a razão para as estrelas terem cores diferentes? As estrelas são eternas? O que é aquele risco luminoso que acabou de passar pelo céu agora? A vontade de encontrar as respostas para essas perguntas ou compreender como certos fenômenos acontecem deu a origem à Astronomia, uma das ciências mais antigas da humanidade (ALBRECHT,2012) E dentre os vários objetos que podemos estudar na astronomia, falaremos sobre aqueles que são formados por grandes quantidades de gases ionizados, alimentados por reações nucleares e que possuem um papel vital na história e no processo evolutivo do Universo.Estamos falando das estrelas. As estrelas nascem, crescem e morrem. Cada uma delas tem um certo tempo de vida, porém nem todas passarão pelos mesmo estágios e não terão o mesmo fim. Além disso todos os elementos naturais que conhecemos, exceto o hidrogênio e o hélio, foram produzidos no interior de estrelas ou através de explosões de algumas delas. Medeiros (2009, p.20) fala da importância do ensino sobre as estrelas, pois

17 2 [...]quase tudo parece depender das estrelas. Ou melhor, tudo em nossas vidas depende efetivamente de um desses corpos celestes: o Sol, nossa estrela central. Basta lembrar que a vida existe, porque existe a luz do Sol. Apesar disso, muitas vezes, imaginamos que as estrelas, sempre cantadas em prosa e versos, servem apenas para alimentar nossos sonhos. Conhecer como nascem, vivem e morrem as estrelas é conhecer como surge a luz, bem como tudo aquilo que dá origem e serve de sustentação à vida. Essas questões, portanto, ligam a natureza do universo às próprias raízes da gênese humana. O propósito deste trabalho foi desenvolver uma sequência de ensino para promover uma aprendizagem significativa dos principais conceitos relacionados a origem, evolução e a morte das estrelas, para alunos do ensino médio. Além de elaborar, também estávamos interessados em avaliar e analisar os resultados obtidos em termos da aprendizagem dos alunos, através da aplicação dessa sequência de ensino. O produto educacional (ver Apêndice A) é composto de um texto de apoio aos professores sobre os principais temas abordados, acompanhando de uma algumas das atividades que foram desenvolvidas durante o processo de ensino. 1.1 Estrutura da dissertação No capítulo 2, discutimos sobre o papel e a importância do ensino e da pesquisa na educação em astronomia. No capítulo 3, apresentamos uma pesquisa sobre quais foram os principais temas apresentados em teses e dissertações sobre o ensino de astronomia no Brasil, considerando para isso um intervalo de tempo de dez anos (entre os anos de 2005 a 2015). O referencial teórico é abordado no capítulo 4. No capítulo 5, são discutidos os resultados de uma pesquisa sobre as concepções prévias que os alunos possuem em relação as estrelas, apresentamos a estrutura da sequência de ensino e a

18 3 metodologia que foi utilizada para analisar os resultados obtidos com a aplicação dela. Os resultados obtidos, estão descritos no capítulo 6. Finalmente, no capítulo 7, estabelecemos as nossas considerações finais sobre processo de elaboração, implementação e os resultados alcançados, bem como os possíveis encaminhamentos.

19 4 2 A IMPORTÂNCIA DO ENSINO DE ASTRONOMIA 2.1 Astronomia: Fascínio e curiosidade Existe uma série de motivos ou argumentos que podemos utilizar para justificar a importância do ensino de astronomia; o primeiro deles está relacionado ao fascínio e curiosidade que ela desperta nas pessoas. Um fato que corrobora para esta visão, ocorreu no dia 12 de novembro de 2014, quando a sonda espacial Rosetta, lançada pela Agência Espacial Europeia (ESA), conseguiu aterrissar o módulo Philae na superfície do cometa 67P/ Churyumov-Gerasimenko. O objetivo desta missão era entender a origem e a evolução do Sistema Solar, já que os cometas são um dos corpos mais antigos do nosso sistema e assim podem preservam materiais do seu início. Tal proeza foi considerada por alguns como um marco para a humanidade devido à complexidade e a ambição do projeto. Imediatamente, os mais variados veículos de informação noticiaram o sucesso e a importância da missão, e o assunto pautou as conversas de algumas pessoas por vários dias. O episódio retratado é mais um entre os vários que surgem todos os dias na busca incessante da humanidade em estudar e compreender a origem e a dinâmica do Universo. A astronomia, portanto, é uma das áreas da ciência que mais atrai a atenção e desperta a curiosidade de crianças, jovens e adultos. O interesse que a Astronomia desperta nas crianças, é um motor poderoso o suficiente para permitir ao docente uma reorientação da estrutura escolar e aproveitar a sua curiosidade por essa ciência para não somente desenvolver conceitos básicos, mas favorecer o desempenho de outros pertences a diferentes disciplinas científicas e humanas. (TIGNANELLI, 1998, p. 22)

20 5 O professor pode aproveitar este interesse natural pela astronomia para ensinar conceitos ou temas de diversas disciplinas, como a Física, Matemática, Biologia e a Geografia. Outro ponto é que a astronomia não é tão estigmatizada pelos alunos como muitas outras disciplinas, como a Matemática e a Física. Para Moreira (1983) basta ter uma familiaridade com o ambiente escolar ou conversar com alguns professores e alunos do ensino médio para verificarmos que a disciplina de Física é considerada uma matéria difícil, sendo que muitos alunos até evitariam essa disciplina se pudessem. É claro que existe toda uma argumentação e um embasamento em aspectos históricos e pedagógicos para a formação dessa visão por parte dos alunos, mas que foge, por enquanto, do propósito da nossa discussão. 2.2 A Astronomia nos Parâmetros Curriculares Nacionais Os Parâmetros Curriculares Nacionais (PCN) são documentos que têm como propósito construir referências nacionais comuns ao processo educativo em todas as regiões do país. Nesse sentido, pretende-se criar condições, nas escolas, que permitam aos nossos jovens terem acesso ao conjunto de conhecimentos socialmente elaborados e reconhecidos como necessários ao exercício da cidadania (BRASIL, 1998). Os PCN dividem os conteúdos de ciências no ensino fundamental, para o terceiro e o quarto ciclo, em quatro eixos temáticos. São eles: Terra e Universo, Vida e Ambiente, Ser Humano e Saúde, Tecnologia e Sociedade. A astronomia aparece no eixo temático Terra e Vida e tem a intenção de fornecer uma visão histórica do conhecimento científico e de promover a observação das regularidades dos fenômenos astronômicos com base em modelos explicativos.

21 6 Já nas Orientações Educacionais Complementares aos Parâmetros Curriculares Nacionais (PCN+) é apresentado o conceito de temas estruturadores, que visam favorecer um trabalho contextualizado, promovendo o desenvolvimento de competências e habilidades, e usando para isso no processo de ensino e aprendizagem a própria vivência do aluno. O PCN + enfatiza que Dentro dessa perspectiva educacional, não é mais possível considerar listas fixas de conteúdo nas quais a realidade dos alunos é inserida apenas a título de ilustração. As situações de aprendizagem devem se desenvolver a partir das experiências significativas vividas anteriormente por eles, na escola ou fora dela, pois elas os levam a construir, mais facilmente, idéias a respeito dos fenômenos(brasil, 2002, p.52) A intenção de organizar o ensino de física em temas estruturadores é que esses seriam caminhos ou formas de trabalhar os principais conceitos e também maneiras de desenvolver as competências e habilidades. A astronomia adquire o status de um tema estruturador, com a intenção de promover uma visão cosmológica das ciências que lhes permita situarem-se na escala de tempo do universo, apresentando-lhes os instrumentos para acompanhar e admirar, por exemplo, as conquistas espaciais, as notícias sobre as novas descobertas do telescópio espacial Hubble, indagar sobre a origem do universo ou o mundo fascinante das estrelas, e as condições para a existência da vida, como a entendemos no planeta Terra (BRASIL, 2002, p.78). Nas próximas linhas, apresentamos um levantamento dos conteúdos indicados pelos PCN e PCN+ que devem ser desenvolvidos no ensino fundamental e médio, nas respectivas disciplinas de Ciências e Física. observação direta, busca e organização de informações sobre a duração do dia em diferentes épocas do ano e sobre os horários

22 7 de nascimento e ocaso do Sol, da Lua e das estrelas ao longo do tempo, reconhecendo a natureza cíclica desses eventos e associando-os a ciclos dos seres vivos e ao calendário; busca e organização de informações sobre cometas, planetas e satélites do sistema Solar e outros corpos celestes para elaborar uma concepção de Universo; caracterização da constituição da Terra e das condições existentes para a presença de vida valorização dos conhecimentos de povos antigos para explicar os fenômenos celestes. (BRASIL, 1998, p ) identificação, mediante observação direta, de algumas constelações, estrelas e planetas recorrentes no céu do hemisfério Sul durante o ano, compreendendo que os corpos celestes vistos no céu estão a diferentes distâncias da Terra; identificação da atração gravitacional da Terra como a força que mantém pessoas e objetos presos ao solo ou que os faz cair, que causa marés e que é responsável pela manutenção de um astro em órbita de outro; estabelecimento de relação entre os diferentes períodos iluminados de um dia e as estações do ano, mediante observação direta local e interpretação de informações deste fato nas diferentes regiões terrestres, para compreensão do modelo heliocêntrico; comparação entre as teorias geocêntrica e heliocêntrica, considerando os movimentos do Sol e demais estrelas

23 8 observadas diariamente em relação ao horizonte e o pensamento da civilização ocidental nos séculos XVI e XVII; reconhecimento da organização estrutural da Terra, estabelecendo relações espaciais e temporais em sua dinâmica e composição; valorização do conhecimento historicamente acumulado, considerando o papel de novas tecnologias e o embate de ideias nos principais eventos da história da Astronomia até os dias de hoje (BRASIL, 1998, p.95-96). Para o ensino médio, na disciplina de Física, os conteúdos propostos são: conhecer as relações entre os movimentos da Terra, da Lua e do Sol para a descrição de fenômenos astronômicos (duração do dia/noite, estações do ano, fases da lua, eclipses etc.); compreender as interações gravitacionais, identificando forças e relações de conservação, para explicar aspectos do movimento do sistema planetário, cometas, naves e satélites. conhecer as teorias e modelos propostos para a origem, evolução e constituição do Universo, além das formas atuais para sua investigação e os limites de seus resultados, no sentido de ampliar sua visão de mundo; reconhecer ordens de grandeza de medidas astronômicas para situar a vida (e vida humana), temporal e espacialmente no Universo e discutir as hipóteses de vida fora da Terra;

24 9 conhecer aspectos dos modelos explicativos da origem e constituição do Universo, segundo diferentes culturas, buscando semelhanças e diferenças em suas formulações; compreender aspectos da evolução dos modelos da ciência para explicar a constituição do Universo (matéria, radiação e interações), através dos tempos, identificando especificidades do modelo atual; identificar diferentes formas pelas quais os modelos explicativos do Universo influenciaram a cultura e a vida humana ao longo da história da humanidade e vice-versa. (BRASIL, 2002, p.79) Os conteúdos direcionados tanto para o ensino fundamental, quanto para o ensino médio são abrangentes, partindo da observação do céu até a compreensão do surgimento e a evolução do Universo. Isto exige, neste caso, uma sólida formação do professor, bem como a necessidade do mesmo sempre se manter atualizado em relação a novas descobertas, teorias e tecnologias. 2.3 Astronomia e a interdisciplinaridade Atualmente a educação básica é composta pelo ensino infantil, ensino fundamental e o ensino médio, que por sua vez estão divididos em séries. As séries são compostas por diversas disciplinas e, ainda dentro de cada disciplina, podemos encontrar uma subdivisão dos conteúdos. Esta forma de organização da educação básica sofre diversas críticas pois promove a fragmentação e a compartimentação do conhecimento, um dos entraves na educação brasileira segundo alguns pesquisadores.

25 10 Como afirma Gerhard e Rocha (2012, p.127) A fragmentação do conhecimento científico a ser ensinado manifesta-se na separação das disciplinas na escola, e tem sido danosa para a educação. Este dano causado pela fragmentação, algumas vezes, se traduz na falta de interesse dos alunos e consequentemente na indisciplina. Já que eles não conseguem estabelecer relações entre os conceitos desenvolvidos em cada disciplina e, assim, não enxergam propósito e sentido naquilo que estão aprendendo. Para os mesmos autores O resultado da fragmentação do conhecimento a ser ensinado é a perda de sentido, que se manifesta nos alunos como repúdio a determinadas disciplinas, demonstrando que eles não conseguem perceber as semelhanças e relações entre as diferentes áreas do conhecimento. (GERHARD; ROCHA, 2012, p ) A interdisciplinaridade surge com a necessidade de sobrepujar a visão fragmentada do conhecimento e assim articular as inúmeras partes que o compõem. Para que possamos compreender o todo através das suas unidades. Segundo os Parâmetros Curriculares Nacionais PCN, ela deve ser, [...]compreendida a partir de uma abordagem relacional, em que se propõe que, por meio da prática escolar, sejam estabelecidas interconexões e passagens entre os conhecimentos através de relações de complementaridade, convergência ou divergência (BRASIL, 2000, p. 21) Em outro trecho do documento, encontramos o seguinte A interdisciplinaridade deve ir além da mera justaposição e, ao mesmo tempo, evitar a diluição em generalidades. De fato, será na possibilidade de relacionar as disciplinas em atividades ou projetos de estudo, pesquisa e ação, que a interdisciplinaridade poderá ser uma prática pedagógica e didática adequada aos objetivos do ensino médio (BRASIL, 2000, p. 75).

26 11 Desta forma, a interdisciplinaridade é uma ferramenta que deve ser utilizada para desenvolver a capacidade de aprendizagem do aluno. Não se trata aqui de unificar todas as áreas em uma única disciplina, pois a especificidade de cada uma precisa ser levada em conta para que a aprendizagem possa evoluir de acordo com as suas peculiaridades. Entretanto, deve existir uma contribuição mútua, buscando a complementaridade e uma visão do todo. Neste contexto um aspecto favorável para o ensino de astronomia é que ela é interdisciplinar e multidisciplinar. Desta forma diferentes áreas do conhecimento podem se conectar, articular e se completar para poder explicar os vários tipos de fenômenos, fornecendo uma visão global e mais real, atenuando assim a fragmentação do conhecimento. De acordo com Dias e Rita Devido ao seu elevado caráter interdisciplinar e à possibilidade de diversas interfaces com outras disciplinas (Física, Química, Biologia, História, Geografia, Educação Artística), os conteúdos de Astronomia podem proporcionar aos alunos uma visão menos fragmentada do conhecimento, pensando mais adiante, esta disciplina ainda poderia atuar como integradora de conhecimentos (2008, p.56). Com a astronomia temos a oportunidade de nos apropriarmos das várias áreas dos conhecimentos para que possamos investigar, analisar e compreender um certo fenômeno natural sob diferentes pontos de vista. 2.4 Astronomia e o livro didático A importância do livro didático tem sido questionada frente a novas ferramentas tecnológicas que estão disponíveis e que podem auxiliar consideravelmente o professor no processo de ensino/aprendizagem. Porém o livro didático tem uma grande importância na prática pedagógica diária em sala de aula, porque serve como instrumento de apoio aos professores, como suporte

27 12 teórico aos alunos e também como forma de organização dos conteúdos curriculares das disciplinas (BARRETO; MONTEIRO, 2008; FRISON et al., 2009). No ensino médio, o governo federal tem um maior poder para fazer exigências quanto aos conteúdos e abordagens, uma vez que é o maior comprador dos livros didáticos. Entretanto, alguns critérios utilizados privilegiam os aspectos gráficos e poucos aspectos ligados às atividades propostas e a metodologia utilizada. Além de tudo isso alguns livros ainda apresentam várias imprecisões ou erros conceituais de astronomia, como declara Kantor Além dessas imprecisões, há nos livros também erros conceituais graves, tal como a explicação das estações do ano sendo causadas pela diferença de distância entre a Terra e o Sol, com a Terra mais próxima do Sol no verão e mais afastada no inverno! Outro erro refere-se à descrição dos cometas, algumas vezes definidos como um astro que apresenta um núcleo brilhante como uma estrela, circundado por uma nuvem de gases. Isso pode dar a ideia de que o cometa possui brilho próprio, pois é essa a característica fundamental das estrelas apresentadas por esses mesmos livros (2001, p.24) Assim se faz necessária uma discussão mais aprofundada e permanente dos conceitos astronômicos para que tais erros possam ser sanados e evitados. Desse modo, a pesquisa em educação de astronomia deve ser um campo fértil, e ter as suas possíveis contribuições se refletindo de maneira significativa na elaboração dos livros didáticos, que em muitos casos continua sendo uns dos poucos instrumentos didático pedagógicos que o professor dispõe ou usa no processo de ensino dos conteúdos curriculares.

28 13 3 ESTADO DA ARTE SOBRE A EDUCAÇÃO EM ASTRONOMIA Nas últimas décadas tivemos um crescimento expressivo de teses, dissertações e trabalhos de iniciação científica sobre a educação de Astronomia no Brasil. (BRETONES,2011) Langhi e Nadir (2009) também afirmam que ocorreu um crescimento de trabalhos publicados em periódicos da área ou apresentados em eventos nacionais e internacionais, como: os encontros nacionais de pesquisa em ensino de ciências (ENPEC), os de pesquisa em ensino de Física (EPEF), os simpósios nacionais de ensino de física (SNEF) e também os encontros nacionais de didática e prática de ensino (ENDIPE). O aumento dos trabalhos relacionados à educação em astronomia pode ser explicado por causa do estabelecimento de novos programas de pós-graduação em algumas universidades, como UFRGS, UNICSUL e UFRN, e também pelo crescimento de trabalhos em programas de pós-graduação já existentes (BRETONES,2011). Outro fato relevante é que no ano de 2009 foi celebrado o Ano Internacional de Astronomia, em função do 400 aniversário das primeiras observações astronômicas, realizadas com um telescópio por Galileu Galilei, e também em função da publicação do livro Astronomia Nova por Johannes Kepler no ano de O objetivo deste capítulo é apresentar os resultados de uma pesquisa tipo estado da arte, sobre as teses e dissertações, na área de Educação em Astronomia, considerando para isso um recorte temporal de 10 anos, de 2005 a Desta forma, visamos compreender a sua produção em termos da quantidade de trabalhos, distribuição anual e também por regiões do país, e em um segundo momento, analisar quais foram os principais temas abordados nessas

29 14 teses e dissertações ao longo desse período. Em outras palavras o nosso propósito é tentar responder à seguinte questão: Quais são os principais temas da astronomia estudados e discutidos em propostas de ensino, sequências didáticas ou de ensino-aprendizagem? A coleta do material pesquisado ocorreu quase que exclusivamente por meio eletrônico, em três bancos de teses e dissertações do Brasil. Recorremos ao Banco de Teses e Dissertações da Capes, ao Banco de Teses e Dissertações Brasileiras e ao Banco de Teses e Dissertações em Educação em Astronomia, sendo que este último é composto apenas por trabalhos relacionados ao ensino de Astronomia. A escolha dos bancos citados foi motivada pela quantidade de teses e dissertações disponibilizadas e por estarem atrelados aos principais programas de pós-graduação brasileira. Através das ferramentas de busca disponíveis nos próprios bancos, procuramos por palavras, como: ensino de astronomia, educação em astronomia, proposta de ensino de astronomia, sequência didática, sequência de ensino-aprendizagem e o ensino de astronomia, que estivessem presentes tanto em seus títulos, resumos e ou palavras chave dessas teses ou dissertações. A pesquisa resultou em 130 trabalhos encontrados. Na Figura 3.1 apresentamos a quantidade de trabalhos publicados durantes esses dez anos. Em uma primeira análise, podemos notar que a maior quantidade de trabalhos publicados ocorreu durante os anos de 2011 e 2012, e além disso a média anual foi de 12 trabalhos publicados aproximadamente.

30 15 Figura Teses e dissertações sobre o ensino de astronomia defendidas por ano Entre os anos de 2008 e 2011, temos uma tendência de crescimento da quantidade de trabalhos desenvolvidos, atingindo seu ápice no ano de 2011, e culminado em um decrescimento entre os anos de 2012 e Se considerarmos a distribuição dos trabalhos em relação às regiões brasileiras, notaremos que existe uma forte concentração nas regiões Sudeste e Sul, algo em torno de 81% dos trabalhos produzidos, e uma quantidade muito inexpressiva na região Norte, em torno de 1%. Na Figura 3.2 podemos visualizar melhor essa distribuição. Figura Quantidade de teses e dissertações sobre o ensino de astronomia distribuídas por região.

31 16 Uma elucidação para essa grande concentração em determinadas regiões do país, pode ser o fato que as regiões Sul e Sudeste são as mais ricas economicamente e porque possuem uma maior quantidade de programas de pós-graduação na área da educação em astronomia. Em seguida procuramos por trabalhos que tinham como intenção propor sequências didáticas, sequências de ensino aprendizagem, unidades de ensino potencialmente significativas e propostas de ensino sobre algum tema da astronomia. Para isso novamente concentramos a nossa atenção nos títulos, resumos ou palavras chaves deles. Com a utilização dos critérios mencionados, a quantidade de trabalhos obtidos inicialmente, que era de 130, caiu para 68. Dentre eles, 16 trabalhos não se enquadravam em nossos objetivos, por trabalharem com a formação inicial e continuada dos professores. Portanto, sobraram 52 trabalhos, que passaram por uma categorização dos temas abordados. As categorias elaboradas foram as seguintes: Cosmologia: conhecimento a respeito dos modelos que explicam a origem, o funcionamento e o destino do universo; sua estrutura, distribuição de matéria e composição, e a teoria do Big Bang. Estrelas: estudo da formação das estrelas, evolução estelar, características das estrelas e estágios finais das estrelas. Sistema Solar: conhecimento das principais características dos astros do Sistema Solar, suas interações, planetologia comparada; origem, formação e evolução do Sistema Solar.

32 17 Sistema Terra Lua Sol: movimentos e os fenômenos causados pela interação entre o Sol, a Terra e Lua, como: o ciclo do dia e da noite, estações do ano, fases da lua, eclipses e etc. Gravitação, história e filosofia da Ciência: conhecimento sobre os principais elementos da história e filosofia da ciência ou o seu uso para promover o ensino, estudo das Leis de Kepler e da Lei da Gravitação Universal aplicada à Terra ou aos outros componentes do Sistema Solar. Astronomia básica: diversos tópicos de astronomia, que tenham como propósito fazer um apanhado geral dos seus principais conceitos. Interface entre a Física e a Astronomia: utilizar a astronomia como pano de fundo para ensinar os conceitos de Física. Na Figura 3.3, apresentamos a distribuição das teses e dissertação por temática.

33 18 Figura Quantidade de teses e dissertações distribuídas em cada categoria Dentre os 52 trabalhos selecionados, cerca de 17% deles, se apropriam da Astronomia para introduzir ou estudar os diversos conceitos da Física. Em sua dissertação, Schmitt (2006) propõe a inserção de temas de astronomia para o estudo das radiações eletromagnéticas e afirma que astronomia desperta o interesse dos alunos e propicia a interdisciplinaridade com outras áreas do conhecimento, como a Biologia e a Química. Vasconcelos e Saraiva (2012) declaram que a astronomia se configura como uma ótima ferramenta para promover o ensino de física Desta forma a Astronomia figura com grande importância uma vez que leva o homem a entender a natureza interligando ciências humanas e exatas, tornando-se assim, interessante ferramenta de ensino de Física(2012, p.484) Percebe se também que quase um terço dos trabalhos, precisamente 27%, estão destinados a ensinar conceitos básicos da astronomia, direcionados para alunos do ensino fundamental e médio. Outro ponto importante e que motivou a elaboração desta dissertação é que do total de teses e dissertações sobre educação em

34 19 astronomia, encontramos apenas 5 trabalhos (AROCA, 2009; AGUIAR, 2010; FRAZZOLI, 2012; LEÃO, 2012; MÜLLER, 2013) que abordam pelo menos algum tópico específico e com um nível de aprofundamento maior sobre a astronomia estelar. Aroca (2009) propõem uma aplicação e uma análise de minicursos sobre o Sol, para os alunos do ensino fundamental e a física solar, para alunos do ensino médio, ministrados em um ambiente não formal de educação. Neste caso trata-se do Observatório Astronômico CDCC/USP. Ela argumenta que esses ambientes favorecem um ensino mais contextualizado de astronomia. Aguiar (2010) questiona que diversos conteúdos da Física Moderna e Contemporânea ainda não são discutidos no ensino médio. E desenvolve uma proposta para discutir tópicos de astronomia, astrofísica e cosmologia, com alunos do primeiro ano do ensino médio de uma escola particular de São Paulo. No tópico sobre astrofísica, trata sobre a cor, a temperatura e a composição química das estrelas. Frazzoli (2012), em seu trabalho, apresenta diversos tópicos sobre a astrofísica das estrelas, que podem ser desenvolvidos separadamente ou como atividade complementar no ensino médio. O foco principal é discutir conceitos básicos sobre estrelas compactas, por meio de algumas atividades. Leão (2012) apresenta os resultados obtidos com a utilização de um material didático, chamado de mini-planetário, para estudar o movimento aparente das estrelas. Por fim, Müller (2013) teve como objetivo produzir um módulo didático, em forma de hipermídia, para a disciplina de Fundamentos de Astronomia e Astrofísica. Essa disciplina foi ministrada através de um ambiente virtual de aprendizagem, para os alunos do curso de Licenciatura em Física da Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS).

35 20 4 FUNDAMENTAÇÃO TEÓRICA: A TEORIA DA APRENDIZAGEM SIGNIFICATIVA. Se eu tivesse que reduzir toda a psicologia educacional a um único princípio, diria isto: o fato isolado mais importante que informação na aprendizagem é aquilo que o aprendiz já conhece. Descubra o que ele sabe e baseie isso os seus ensinamentos. (AUSUBEL) A Teoria da Assimilação Cognitiva, mais conhecida como Teoria da Aprendizagem Significativa, foi formulada em meados da década de 60 pelo psicólogo norte-americano David Paul Ausubel ( ). A intenção dessa teoria era explicar os processos internos que ocorrem na mente humana, com relação ao aprendizado e à estruturação do conhecimento. Para Moreira (2009a), o conceito central da teoria de aprendizagem de Ausubel é a aprendizagem significativa. Na aprendizagem significativa ocorre uma interação entre o novo conhecimento com a estrutura cognitiva do aprendiz. Segundo Moreira (2006), aprendizagem significativa é um processo por meio do qual novas ideias e informações a serem aprendidas e retidas são ancoradas em conceitos específicos relevantes existentes na estrutura cognitiva do indivíduo. A estrutura cognitiva é definida por Ausubel (apud Faria, 1989, p.8), como o [...]conteúdo total e organizado de ideias de um dado indivíduo; ou, no contexto da aprendizagem de certos assuntos, refere-se ao conteúdo e organização de suas ideias naquela área particular de conhecimento. Ou seja, a ênfase que se dá é na aquisição, armazenamento e organização das ideias no cérebro do indivíduo. Os conceitos já existentes na estrutura cognitiva do aprendiz são denominados por Ausubel de conceito subsunçor ou subsunçores. Eles são responsáveis por fazer a interação ou uma ponte cognitiva

36 21 entre aquilo que já se sabe com a nova informação, são eles que permitem dar significado ao novo conhecimento. Gonçalves afirma que As subsunções são ideias ou proposições que já existem na estrutura cognitiva do indivíduo que poderão ser a base que ele utilizará para formar ou reformular, junto a uma nova informação, novas ideias e conceitos com significado. Eles surgem nos indivíduos desde criança quando começam a contatar os objetos a sua volta e passam a identifica lós e rotula lós (2005.p.22). Na Física, por exemplo, se o conceito de força já estiver presente na estrutura cognitiva do aluno, ele servirá de subsunçor para outras forças, como: a força gravitacional, a elétrica, magnética ou nuclear. Desta forma, então, o conceito de força terá a função de ancorar o novo conhecimento. Para ocorrer a aprendizagem significativa a nova informação deve se relacionar de maneira não-arbitrária e substantiva com a estrutura cognitiva do sujeito. A não-arbitrariedade significa que a nova informação deve se relacionar com conhecimentos específicos e relevantes da estrutura cognitiva de quem aprende. Em outras palavras, o relacionamento não é com qualquer aspecto da estrutura cognitiva (MOREIRA, 1997, p.18). A substantividade quer dizer que o aprendiz compreendeu o sentido, a essência daquilo que foi ensinado; e as novas ideias não são assimiladas de maneira literal, ou com a mesmas expressões que são apresentadas. Uma vez aprendido o conteúdo desta forma, o indivíduo conseguirá explicá-lo com as suas próprias palavras. Em contrapartida à aprendizagem significativa, existe a aprendizagem mecânica. Neste tipo de aprendizagem ocorre pouca ou nenhuma interação da nova ideia com o conhecimento existente na estrutura cognitiva do sujeito, a nova informação armazena-se de

37 22 forma arbitrária e literal. Memorizar fórmulas, leis e conceitos são um exemplo de aprendizagem mecânica. Para Tavares (2008, p.94), o resultado deste tipo de aprendizagem, é aquele onde (...)ele só conseguirá simplesmente reproduzir esse conteúdo de maneira idêntica à aquela que lhe foi apresentada. Nesse caso não existiu um entendimento da estrutura da informação que lhe foi apresentada, e o aluno não conseguirá transferir o aprendizado da estrutura dessa informação apresentada para a solução de problemas equivalentes em outros contextos. Uma situação recorrente, e que ajuda a entender as afirmações de Tavares (2008), é o momento no qual os alunos se preparam para algum tipo de avaliação. Muitos além de se preparem poucos dias antes, se preocupam em apenas memorizar os conceitos ou a resolução de determinados tipos de exercícios. Qualquer mudança ou organização diferente na avaliação, poderá fazer com que eles não consigam ter êxito neste processo, e provavelmente após algum tempo, nem conseguirão reproduzir algumas informações básicas que estudaram. Não existe uma dicotomia entre a aprendizagem significativa e a mecânica, mas sim um espectro contínuo entre as duas, conforme representado na Figura 4.1. Figura Relação continua entre a aprendizagem significativa e a mecânica. Entre as vantagens da aprendizagem significativa sobre a aprendizagem mecânica, Ausubel et al (1980) enfatizam que

38 23 Os conhecimentos adquiridos significativamente ficam retidos por um intervalo de tempo maior; As informações assimiladas resultam num aumento da diferenciação das ideias que serviram de âncoras, aumentando, assim, a capacidade de uma maior facilitação da subsequente aprendizagem de materiais relacionados; As informações que não são recordadas, após ter ocorrido a assimilação, ainda deixam um efeito residual no conceito assimilado e, na verdade, em todo o quadro de conceitos relacionados; As informações apreendidas significativamente podem ser aplicadas numa enorme variedade de novos problemas e contextos. Por outro lado, a aprendizagem mecânica é importante quando pretendemos iniciar ou trabalhar com conceitos totalmente novos para os alunos. Todavia após a ocorrência da assimilação, a aprendizagem tende a se tornar significativa. 4.1 Formas de aprendizagem significativa A aprendizagem significativa pode se manifestar de três formas: por subordinação, por superordenação e de forma combinatória. A aprendizagem por subordinação ocorre quando novos conhecimentos, potencialmente significativos, são assimilados ou ancorados em conhecimentos relevantes, mais gerais e específicos, existentes na estrutura cognitiva. Se uma pessoa tiver o conceito de energia na sua estrutura cognitiva e ao longo do processo da aprendizagem conhecer e verificar que existem diferentes formas de energia, como: a energia

39 24 cinética, a energia térmica, a energia química e a energia potencial, então, essas formas de energia irão se ancorar e se subordinar à ideia inicial. Nesta interação o conceito de energia irá se modificar, ficando cada vez mais elaborado e complexo. Agora no instante em que os subsunçores se organizam e se relacionam entre si para formar um conceito, dizemos que ocorreu uma aprendizagem superordenada, isto é, um conceito pode emergir da interação dos subsunçores presentes na estrutura cognitiva do aprendiz, que engloba e reúne os conceitos preexistentes. Um exemplo simples da superordenação é o caso onde um aluno forma o conceito de polígonos após aprender sobre triângulos, quadriláteros e etc. Na aprendizagem combinatória, as novas ideias ou proposições não estabelecem uma relação de subordinação ou superordenação com os conhecimentos específicos do indivíduo. Segundo Pozo (1998, apud PIVATTO e SCHUHMACHER,2013, p. 201) Na aprendizagem significativa combinatória, a ideia nova e as ideias já estabelecidas não estão relacionadas hierarquicamente, porém se encontram no mesmo nível, não sendo nem mais específica nem mais inclusiva do que outras ideias. Ao contrário das proposições subordinadas e superordenadas, a combinatória não é relacionável a nenhuma ideia particular da estrutura cognitiva.

40 Teoria da Assimilação O processo de significação e organização na estrutura cognitiva, é explicado por Ausubel por meio da sua Teoria da Assimilação, que pode ser vista no esquema mostrado na Figura 4.2. Figura Representação da Teoria de Assimilação de Ausubel. Fonte: Figura adaptada de MOREIRA, 2009b, p. 20. A assimilação começa quando um conceito, ideia ou proposição (a), potencialmente significativo, é assimilado por um subsunçor (es) (A) já existente na estrutura cognitiva do indivíduo. Nesta interação tanto o novo conceito (a) quanto o subsunçor (A), isto é, os conhecimentos prévios do indivíduo, são modificados, resultando assim no produto (a A ). Durante um certo intervalo de tempo, que é variável de indivíduo para indivíduo, o produto (a A ) é dissociável em (a +A ) o que favorece a retenção de (a ). Após esse estágio ocorre a assimilação obliteradora, onde os conceitos recém assimilados, que antes podiam ser dissociados, passam a integrar o subsunçor definitivamente não permitindo mais uma dissociação. A assimilação obliteradora deve ser compreendida como um processo natural e temporal da aprendizagem e como continuação

41 26 natural da assimilação, o que não significa dizer que o subsunçor modificado retornará ao seu estado original. 4.3 Diferenciação progressiva e reconciliação integrativa Para Ausubel, existem dois processos que devem ser considerados na organização e na apresentação dos conceitos que serão desenvolvidos em sala de aula, trata-se da diferenciação progressiva e da reconciliação integrativa. Na diferenciação progressiva, as ideias mais gerais e mais inclusivas de uma determinada disciplina devem ser apresentadas primeiro, e posteriormente devem ser diferenciadas progressivamente em termos de detalhes e especificidades. Ausubel acreditava que para o ser humano é mais fácil captar aspectos diferenciados de um todo, que compor o todo a partir de suas partes diferenciadas. (MOREIRA, 2006). Considere que um professor de ciência tenha como objetivo ensinar a formação e a composição do Sistema Solar. Seria interessante que ele iniciasse o curso trabalhando com aspectos e características mais gerais. No momento que fosse tratar dos planetas dos Sistema Solar, poderia focar em aspectos gerais, como: a temperatura, densidade, intensidade da força gravitacional, campo magnético, composição química, distância em relação ao Sol, período de translação; e ao longo do curso ir detalhando e especificando as características de cada planeta, apresentando as suas peculiaridades. Consequentemente na medida que o aluno vai reconhecendo essas características e especificidades, vai enxergando as suas diferenças, e percebendo também que existem semelhanças importantes entre elas. Continuando com o nosso exemplo, após o estudo dos quatros primeiros planetas próximos do Sol, o estudante

42 27 chegará à conclusão que eles são pequenos, tem altas densidades, poucos ou nenhum satélite, mais quentes e são rochosos. Quando exploramos relações entre os conceitos ou ideias, indicando suas similaridades e diferenças relevantes, reconciliando aparentes discrepâncias entre os conhecimentos mais inclusivos e o mais gerais, temos a reconciliação integrativa ou integradora. 4.4 Condições para a aprendizagem significativa As condições essenciais que devem ser verificadas para ocorrer a aprendizagem significativa estão atreladas ao material de aprendizagem e também à predisposição do aprendiz em querer aprender. A primeira condição, que se refere ao material da aprendizagem, diz que ele deve ser potencialmente significativo, isto é, estabeleça uma relação de não-arbitrariedade e não seja literal com a estrutura cognitiva do aprendiz, que por sua vez, terá que possuir ideias que sirvam de ancoragem para interagirem com o material novo. Stensmann (2005, p.28) complementa ao especificar algumas características desse material, que [...] deve ser claro, apresentar uma sequência lógica no grau de dificuldades dos conhecimentos e uma coerência na proposta das atividades, levando o aluno a buscar constantemente conhecimento prévio para avançar no saber cognitivo, isto é, agregar no seu ser novos saberes. Mas mesmo que tenhamos um material potencialmente significativo, o aprendiz tem que desejar ou querer relacionar os novos conhecimentos de forma não-arbitrária e substantiva aos seus conhecimentos prévios. Neste contexto, a motivação para a aprendizagem assume um fator preponderante para que ela ocorra, o professor precisa criar

43 28 estratégias e recursos para fazer com que os alunos queiram aprender. Ter um objetivo para aprender ou ter a consciência da sua aprendizagem para um determinado conteúdo ou conceito, pode ser algo que motive o aluno durante as atividades que serão realizadas. Mas novamente reafirmamos e reforçamos, é fundamental que o aluno queira construir os conceitos e se apropriar das competências e habilidades que o professor pretenda desenvolver. Porém se mesmo assim ele, ao final, simplesmente quiser memorizar o conteúdo de maneira literal e arbitrária, a aprendizagem provavelmente será mecânica. 4.5 Organizadores prévios Mas o que fazer quando não existem subsunçores disponíveis na estrutura cognitiva do aprendiz? Como abordar conteúdos que dificilmente foram vistos pelos alunos? Nesta situação Ausubel propõe o uso de organizadores prévios. Os organizadores prévios são materiais como: um filme, uma experiência demonstrativa, um texto, uma simulação ou uma situação problema, que são usados para facilitar a aprendizagem de um determinado conteúdo ou conceito. Moreira e Masini (2011, p.107) complementam ao dizer que um organizador é um: Material introdutório apresentado antes do material a ser aprendido, porém em nível mais alto de generalidade, inclusividade e abstração do que o material em si e, explicitamente, relacionado às idéias relevantes existentes na estrutura cognitiva e à tarefa de aprendizagem. A sua finalidade é facilitar a aprendizagem significativa, servindo de ponte cognitiva entre o conhecimento que os alunos já

44 29 sabem e aquilo que deveriam saber, antes da inserção dos novos conteúdos que devem ser apreendidos. Quando o novo assunto não é familiar aos alunos, um organizador expositivo deve ser usado para suprir a possível falta de conceitos, ideias ou proposições relevantes à aprendizagem daquele tema. Azevedo (2010) em seu trabalho desenvolveu uma metodologia baseada no uso de organizadores prévios para a aprendizagem significativa de conceitos associados ao eletromagnetismo, com alunos do terceiro ano do ensino médio. E chega à conclusão que após o uso dos organizadores, ocorreu uma mudança conceitual e uma sedimentação das ideias originais que existiam na estrutura cognitiva dos estudantes. Se por acaso, o estudante já tem um certo domínio do assunto, empregar organizadores comparativos auxiliam na discriminação entre as ideias novas e já existentes Por fim, Moreira (2012) declara que para funcionarem como pontes cognitivas, os organizadores prévios devem: Identificar o conteúdo relevante na estrutura cognitiva e explicar a relevância desse conteúdo para a aprendizagem do novo material; Dar uma visão geral do material em um nível mais alto de abstração, salientando as relações importantes; Prover elementos organizacionais inclusivos que levem em consideração, mais eficientemente, e ponham em melhor destaque o conteúdo específico do novo material, ou seja, prover um contexto ideacional que possa ser usado para assimilar significativamente novos conhecimentos.

45 30 Na Figura 4.3, apresentamos os principais conceitos da teoria da aprendizagem significativa, em forma de um mapa conceitual, assunto que será discutido na próxima seção. Figura Principais conceitos da teoria da aprendizagem significativa. Fonte: MOREIRA, Mapas Conceituais A técnica de mapeamento conceitual foi desenvolvida pela primeira vez na década de 1970, pelo pesquisador norte-americano Joseph Novak e o seu grupo, em um programa de pesquisa da Universidade de Cornell. O propósito era acompanhar e compreender as mudanças e avanços no conhecimento de crianças, para determinados conceitos científicos. De um modo geral, o mapa conceitual é um instrumento para organizar e representar o conhecimento. Sherratt e Schlabach (1990, p.60) declaram que o

46 31 [...]mapeamento conceitual envolve a identificação de conceitos ou idéias pertencentes a um assunto, e a descrição das relações existentes entre essas idéias na forma de um desenho esquemático. O objetivo deste mapa é representar a compreensão de um indivíduo sobre um corpo de conhecimento e ilustrar as relações entre as idéias que são significativas para este indivíduo Já Novak (2000) afirma que é uma ferramenta de representação do conhecimento, funcionando como um suporte para o trabalho em diferentes áreas do conhecimento, tendo como propósito facilitar a aprendizagem, já que são diagramas que organizam conceitos ou ideias de um saber de forma hierárquica e estabelecem relações entre os conceitos. Ainda de acordo com Novak (1984), um mapa conceitual é um recurso esquemático para representar um conjunto de significados incluídos numa estrutura de proposições. As proposições são enunciadas sobre algum objeto ou evento no universo, ver Figura 4.4, formadas pela associação de dois ou mais conceitos e mediados por palavras-chave ou termos de ligação, de modo a formar unidades semânticas. Figura Estrutura da proposição: formada por conceitos e o termo de ligação. Os termos de ligação são palavras usadas para unir os conceitos, e o seu uso se faz obrigatório, porque são elas que indicam o tipo de relação entre os conceitos, e assim conferem significado para as proposições. Moreira e Buchweitz (1993) juntamente com Aguiar (2012), chamam a atenção para que se evite o uso de

47 32 conectivos pobres, pelo fato de dificultarem o entendimento por parte do autor ou do leitor e assim comprometer todo o objetivo do uso dos mapas conceituais. Nos mapas os conceitos mais gerais e mais inclusivos devem estar localizados na parte superior e aqueles mais específicos e menos inclusivos na parte inferior, conforme a Figura 4.5. Figura Representação de um mapa conceitual. Peña et al (2006) declara que são três características: a hierarquia, a seleção e o impacto visual, que diferenciam os mapas conceituais de outros recursos gráficos e técnicas cognitivas. Sobre essas características, ele afirma que: Hierarquização: os conceitos estão dispostos por ordem de importância ou de inclusão; Seleção: eleição dos termos mais significativos ou importantes de um tema, texto ou mensagem; Impacto visual: um mapa deve ser conciso e mostrar as relações entre ideias principais de modo simples e atraente, aproveitando a notável capacidade humana para a representação.

48 33 O mapa conceitual também pode configurar-se como uma estratégia de ensino-aprendizagem, planejamento curricular, instrumento de avaliação, técnica de estudo e como uma ferramenta metacognitiva. Como planejamento curricular, os mapas conceituais são de enorme utilidade para o professor porque podem apresentar de maneira bastante concisa, quais são os principais conceitos, ideias ou princípios, que devem, por exemplo, ser aprendidos durante uma aula, sobre um tema ou em uma disciplina. Essa visão geral do que vai ser estudado auxilia os alunos que possuem dificuldade em dizer ou identificar quais são os principais conceitos em uma unidade de ensino. Quando utilizados como instrumento de avaliação, os mapas conceituais permitem que tenhamos informações importantes sobre o modo que os estudantes estruturam um determinado conjunto de conceitos. O propósito desse tipo de avaliação não é medir o conhecimento dos alunos e atribuir em seguida uma pontuação, mas sim, em ver como ele estrutura, hierarquiza, diferencia, relaciona, discrimina e integra conceitos de uma determinada unidade de estudo, tópico, disciplina, etc." (MOREIRA; BUCHWEITZ, 1993, p.43). Outras características e propósitos do uso de mapas conceituais como ferramentas avaliativas são as seguintes, de acordo com Souza e Boruchovitch (a) promover feedbacks frequentes e de alta qualidade que ativam os processos cognitivos e metacognitivos dos educandos; (b) possibilitar a regulação do ensino e a consequente promoção de variabilidade didática; (c) situar o erro como etapa do processo de aprendizagem, rompendo com a dicotomia saber/não saber e favorecendo a edificação de pontes entre o que se considera importante ensinar e o que é possível aprender; (d) ampliar o envolvimento do educando com a gestão de seus percursos de aprendizagem, melhorando sua autoestima e ampliando sua motivação (2010,p.803).

49 34 Paralelamente ao processo de avaliação, os mapas conceituais também funcionam como ferramentas metacognitivas (CAVALCANTE, 2006; GAVA et al, 2002) Não existe uma única definição sobre o que é metacognição, mas de um modo geral, é um processo no qual o indivíduo pensa sobre si próprio, e tem consciência sobre o seu conhecimento. A esse respeito, Ribeiro (2003, p.111), com o objetivo de tentar esclarecer o significado sobre metacognição, fez um estudo na literatura, e define o processo metacognitivo, como [...]o conhecimento ou crença que o aprendiz possui sobre si próprio, sobre os fatores ou variáveis da pessoa, da tarefa, e da estratégia e sobre o modo como afetam o resultado dos procedimentos cognitivos. Contribui para o controle das condutas de resolução, permitindo ao aprendiz reconhecer e representar as situações, ter mais fácil acesso ao reportório das estratégias disponíveis e selecionar as suscetíveis de se poderem aplicar. Permite, também, avaliar os resultados finais e/ou intermédios e reforçar a estratégia escolhida ou de a alterar, em função da feitura de avaliações. 4.7 Construindo um Mapa Conceitual Sobre as técnicas de construção de mapas conceituais, pode-se trabalhar de diferentes maneiras. Desde aquelas nas quais há um maior direcionamento ou intervenção do professor, até outras que permitem uma total liberdade de criação pelos alunos. Uma primeira possibilidade é aquela onde o professor seleciona previamente os principais conceitos de um assunto, e solicita aos alunos que construam os mapas conceituais a partir deles. Uma outra maneira consiste em fornecer uma estrutura prédefinida com alguns conceitos e termos de ligação já presentes, e pedir aos alunos que completem as lacunas, utilizando outros conceitos ou termos de ligação que julgarem relevantes. Um exemplo, é o professor construir um mapa conceitual e retirar alguns

50 35 conceitos e palavras de ligação. Em seguida pede aos alunos que preencham os conceitos de uma maneira que faça sentido ou tenha algum significado (RUIZ-PRIMO, 2000) Em uma abordagem parecida com a anterior, a terceira técnica, é aquela quando os alunos junto com o professor elaboram uma seleção de conceitos previamente e, depois completam o mapa conceitual. Enfim, além de todas essas possibilidades, podemos solicitar que os alunos produzam um mapa conceitual, sem nenhuma informação ou direcionamento, a não ser é claro um tema ou conteúdo estudado. Conforme os resultados obtidos por Costa (2013), em uma revisão bibliográfica em periódicos nacionais e internacionais e em atas das Conferencias Internacionais sobre Mapas Conceituais, essa é uma das técnicas mais usadas pelos pesquisadores. Um roteiro para construção de mapas conceituais, e adaptado de Moreira (2012), é o seguinte: a) Identifique e faça uma lista com os conceitos chaves do conteúdo que irá mapear. Limite entre 6 e 10 o número de conceitos; b) Ordene os conceitos, colocando os mais gerais e inclusivos no topo e gradualmente, vá incorporando os outros conceitos menos gerais e mais específicos, completando o diagrama; c) Conecte os conceitos com linhas e as rotule com uma ou mais palavras-chave, que mostrem a relação entre os conceitos; sempre se pergunte se essas palavras ajudam na compreensão estabelecida entre eles;

51 36 d) Estabeleça ligações cruzadas entre os conceitos, mesmo que possam estar distribuídos por diversas partes do mapa; e) Cite exemplos, se possível, e coloque embaixo do conceito correspondente; f) Dificilmente um mapa conceitual ficará bom na primeira tentativa, logo, você pode retirar, incluir ou modificar os conceitos gerais ou específicos e os termos de ligação. Independentemente do tipo de técnica utilizada, vale dizer que não existe uma melhor forma de se elaborar um mapa conceitual, tudo dependerá dos objetivos educacionais do professor. Quando consideramos uma aprendizagem significativa, não há espaços para as seguintes declarações, como: mapa correto ou errado. Neste caso, não existe o mapa conceitual, mas sim um mapa conceitual. Corroborando com essa ideia Brum (2014, p.54) declara que O professor não deve esperar que o estudante apresente em uma atividade um mapa conceitual perfeito diante de certo conteúdo. O que é evidenciado é o seu mapa, e o importante não é se esse mapa está correto ou errado, mas sim se existe nele indícios de que ocorreu uma aprendizagem significativa.

52 37 5 PROCEDIMENTOS DIDÁTICOS E METODOLÓGICOS Neste capítulo apresentaremos o contexto onde foi aplicada a sequência de ensino (doravante SE), os resultados de um questionário que foi usado para investigar as ideias que os alunos tinham sobre as estrelas. E a metodologia utilizada para obter e analisar os resultados da aplicação desta sequência sobre a origem, evolução e a morte das estrelas. 5.1 Caracterização do ambiente A SE foi aplicada na Escola Estadual Carlos Gomes, que fica localizada no bairro de São Miguel Paulista, na zona leste da cidade de São Paulo. A escola é uma das mais tradicionais da região, Fernandes et al (1998, p.201) afirmam que ela foi [...]criada como Grupo Escolar de São Miguel, a partir das 1.,2. e 3. Escolas Mistas de São Miguel. Em 1944, passou a chamar-se Grupo Escolar Baquirivu. Em 1947, tornou-se Grupo Escolar Carlos Gomes, funcionando na Rua Tenente Luís Fernando Lobo, próximo ao prédio dos Correios. Em 1963, mudou-se para o atual endereço. Em 1966, passou a atender os alunos do Colégio Pedro I. Em 1968, passou a denominar-se Ginásio Estadual de São Miguel Paulista. As duas escolas funcionaram juntas no mesmo prédio, até 1976, quando foram unificadas, recebendo a atual denominação. A escola é constituída por 20 salas de aula; uma sala multifuncional, que anteriormente funcionava como laboratório didático; uma sala de leitura e uma sala de informática. Possui também uma quadra coberta para a prática desportiva. Atualmente possui cerca de 1500 alunos, distribuídos no período diurno e noturno, atendendo ao 1, 2 e 3 ano do ensino médio no período da manhã e da noite. No período da tarde trabalha

53 38 com os alunos do Ensino Fundamental II. Na Figura 5.1, mostramos a fachada da escola. Figura 5.1-Fachada da Escola Estadual Carlos Gomes Fonte: Philippe Arthur dos Reis O grupo para o qual foi aplicada a SE foram os alunos de uma turma do 3 ano do ensino médio, do período da manhã, composta por um total de 36 alunos. 5.2 As concepções prévias dos alunos sobre as estrelas Nas últimas décadas, as pesquisas sobre as concepções prévias dos alunos foram um dos temas mais estudados na literatura científica ligada ao ensino. Na área do ensino de ciências, os resultados obtidos serviram para repensarmos as estratégias e metodologias utilizadas e na elaboração de materiais didáticos.

54 39 Com a intenção de buscar informações específicas que nos ajudassem na construção desta SE, procuramos investigar o que os alunos já sabiam sobre a temática estelar. Para estudar, então, suas concepções prévias utilizamos um questionário constituído de 7 questões abertas, sendo que algumas foram baseadas no trabalho de IACHEL(2011), relacionadas a diferentes fases da vida e morte das estrelas. Participaram desta pesquisa 165 alunos do terceiro ano do ensino médio da mesma escola onde seria desenvolvida a SE. As respostas apresentadas no questionário foram categorizadas de acordo com as semelhanças encontradas. Questão 1: O que é uma estrela? Nesta questão procurávamos saber quais eram as ideias que os alunos possuíam sobre o que é uma estrela. Segundo Mourão (1997, p.255), as estrelas são definidas como [...] corpos gasosos, de forma aproximadamente esférica, no interior dos quais reinam temperaturas e pressões elevadas, particularmente nas regiões vizinhas ao centro. Ali se verificam reações termonucleares, que liberam considerável energia, a qual se propaga do centro para a periferia, através de diversas camadas que as constituem, até atingir o espaço sob a forma de radiações eletromagnéticas. Ao analisarmos as respostas dos alunos, verificamos que 11% deles, ou em 18 repostas, eles não apresentaram nenhuma característica que diferenciasse as estrelas dos demais objetos celestes, declarando apenas, que as elas são astros", sem mencionar nenhum adjetivo ou qualificação. Outro ponto é que muitos alunos se apropriaram de aspectos visuais para definir o que é uma estrela. Por exemplo, 10% deles (ou em 16 repostas), escreveram que as estrelas são pontos luminosos. Uma possível causa dessa concepção está atrelada ao fato que as

55 40 estrelas estão muito longe da Terra, e sendo assim, quando olhamos para a esfera celeste, notamos apenas pequenos pontos de luz. Contudo, esse é um assunto que merece ser discutido com os alunos, senão eles poderão ser induzidos ao erro de acharem que as estrelas são pequenas ou até mesmo menores que os planetas. Além disso, 8% deles responderam que as estrelas são astros que possuem luz própria, o que não está errado, todavia esta definição pode ser considerada muito simples. Outras respostas são apresentadas na tabela 1. Tabela 1 - Respostas dos alunos sobre a definição de estrela Questão 1: O que é uma estrela? Respostas Quantidade de alunos Frequência relativa Não respondeu, ou não procurou responder 30 18% Buraco negro 1 1% Constelação 1 1% Galáxia 1 1% Cometa 1 1% Rocha 2 1% Esfera de gás ionizado 3 2% Bola de fogo 3 2% Planeta 3 2% Satélite natural 3 2% Algo que brilha 5 3% Meteoro 7 4% Massa ou poeira cósmica 10 6% Esfera de gás 10 6% Astro luminoso 12 7% Astros que possuem luz própria 14 8% Ponto luminoso 16 10% Astro 18 11% Fonte luz ou energia 25 15% Total: 165 *101% Fonte: o Autor (2015) * O total é maior que 100% devido ao arredondamento. Questão 2: Faça o desenho de uma estrela Na segunda questão foi pedido aos estudantes que desenhassem uma estrela, ou melhor, que representassem o formato

56 41 delas para eles. Aproximadamente 42% deles desenharam as estrelas com pontas, conforme a Figura 5.2. Figura Estrelas desenhadas pelos alunos Essa concepção não é só encontrada em alunos. Na pesquisa realizada por Leite (2002), com propósito de estudar como os professores de ciências pensam sobre os objetos celestes, constatou que a estrela com cinco pontas apareceu em 70% dos desenhos feitos por eles. E propõe o seguinte Isso parece nos indicar que a imagem que temos das estrelas é muito mais forte que um texto indicativo e muitas vezes decorado, porém sem significado e principalmente sem relação com o observado (LEITE, 2002, p.53-54) Langhi (2004, p.69) explica que as aparentes pontas de estrelas são simplesmente um resultado das cintilações que a luz delas sofre ao atravessar a atmosfera terrestre, pois estrelas são praticamente esféricas, e não pontiagudas Em contrapartida, e conforme a tabela 2, podemos observar que quase 50% dos alunos desenharam as estrelas em formato esférico, o que está correto.

57 42 Tabela 2 - Respostas dos alunos sobre o formato das estrelas Questão 2: Faça o desenho de uma estrela Respostas Quantidade de alunos Frequência relativa Esférico 80 49% Pontas 69 42% Irregular 12 7% Não respondeu 4 2% Total: % Questão 3: Do que são feitas as estrelas? Quando perguntados sobre qual seria a composição das estrelas ou do que elas seriam feitas, 36% responderam que são formadas por gases, o que está próximo do que é aceito cientificamente, mas não especificaram qual era o tipo ou estado desse gás, ou seja, se teria alguma diferença dos gases encontrados aqui na Terra. Sabemos que as estrelas são esferas de gás ionizado, chamado de plasma ou conhecido como quarto estado matéria, e o seu formato e coesão é devido à força gravitacional que atua sobre elas em todas as direções. Um dado também relevante e que pode ser visto na tabela 3, é que alguns acreditam, algo em torno de 6%, que as estrelas são formadas por poeira cósmica, algo que em trabalhos futuros poderia ser investigado mais detalhadamente sobre a origem desta concepção.

58 43 Tabela 3 - Respostas dos alunos sobre a composição das estrelas Questão 3: Do que são feitas as estrelas? Respostas Quantidade de alunos Frequência relativa Não respondeu, ou não procurou responder 26 16% Asteroide 2 1% Energia nuclear 1 1% Plasma 1 1% Combinação de gás e fogo 1 1% Massa 4 2% Combinação de gás e rocha 3 2% Combinação gás e átomo 5 3% Rocha 6 4% Átomos 7 4% Partículas 9 5% Poeira e gás 10 6% Luz ou energia 12 7% Meteoros 11 7% Hidrogênio, Hélio, Nitrogênio, Oxigênio 13 ou Carbono 8% Poeira cósmica 18 11% Gases 36 22% Total: 165 *101% * O total é maior que 100% devido ao arredondamento. Questão 4: As estrelas são diferentes entre si? Explique. Conforme as orientações curriculares (Brasil, 1998, p.38) Um céu estrelado, por si só, é algo que proporciona inegável satisfação e sensação de beleza. O fascínio pelos fenômenos celestes levou os seres humanos a especular e desenvolver ideias astronômicas desde a mais distante Antiguidade. Em vista disso a observação do céu noturno é uma ótima ferramenta didática, que temos a nossa disposição para promover e motivar os alunos sobre o ensino de astronomia. Além do mais é Uma forma efetiva de desenvolver as ideias dos estudantes é proporcionar observações sistemáticas, fomentando a explicação das ideias intuitivas, solicitando explicações a partir da observação direta do Sol, da Lua, das outras estrelas e dos planetas. (BRASIL, 1998, p.40)

59 44 No entanto, esta forma de estimular o interesse pela astronomia está sendo afetada negativamente, devido à poluição luminosa, predominantemente nas grandes cidades, mas que também começa a afetar cidades do interior. A poluição luminosa pode se manifestar de diversas formas, mas de um modo geral, ela é compreendida como o excesso ou o uso de iluminação artificial de forma inadequada. Silva (2003, p.171) a define como sendo a utilização incorreta da iluminação artificial que pode causar incômodos pela difusão desnecessária da luz na atmosfera, afetando as condições estéticas do meio ambiente e ameaçando a beleza do céu noturno. A poluição luminosa gera diversos impactos em várias áreas, mas traz um prejuízo enorme à astronomia profissional e amadora, pois a luz excessiva que ilumina o céu impede a observação dos astros mais distantes, de brilho mais fraco e para que essas observações ocorram as pesquisas tem que ser feitas em locais distantes e isolados. Por causa de toda essa conjectura, do papel fundamental das observações e das consequências da poluição luminosa, pedimos aos nossos alunos que escrevessem se haviam diferenças entre as estrelas, e que em suas respostas considerassem as suas observações do céu noturno. Os resultados de algumas repostas estão contemplados na Tabela 4. Apenas 14% comentaram em suas respostas que uma possível diferença entre as estrelas poderia ser a cor delas, e 15% indicaram o brilho como forma de diferenciação. Mais da metade, 52%, afirmou que o tamanho seria uma característica importante para diferenciar as estrelas.

60 45 Tabela 4 - Respostas dos alunos sobre as diferenças entre as estrelas Questão 4: As estrelas são diferentes? Explique. Quantidade de Respostas alunos Frequência relativa Não respondeu ou disse que não sabia 5 3% Declarou que não havia diferenças 11 7% Sim, mas não justificou 28 17% Tamanho e distância 2 1% Idade 2 1% Massa 1 1% Tamanho e temperatura 4 2% Tamanho e idade 3 2% Cor 4 2% Brilho 5 3% Formato 8 5% Tamanho e formato 8 5% Sim, com três (3) ou mais características 14 8% Tamanho e cor 20 12% Tamanho e brilho 20 12% Tamanho 30 18% Total: % Questão 5: Qual é a fonte de luz e energia das estrelas? Dos 165 alunos, 22% disseram que as estrelas possuem energia ou luz própria, mas não responderam quais seriam os processos físicos responsáveis por isso. A energia liberada pelas estrelas tem origem na fusão nuclear. Outro dado referente a essa questão é que 21% alegaram que a energia das outras estrelas vem do Sol, ele seria como uma fonte de energia inesgotável, que de alguma forma transfere a sua energia para outras estrelas ao longo do tempo. Podemos inferir que essa explicação pode estar atrelada ao fenômeno da reflexão da luz solar sobre a Lua e os demais planetas, sendo que só podemos observa lós por que eles refletem a luz emitida pelo Sol. A Tabela 5, apresenta outras respostas.

61 46 Tabela 5 - Respostas dos alunos sobre qual seria a fonte de luz e energia das estrelas Questão 5: Qual é a fonte de luz e energia das estrelas? Respostas Quantidade de alunos Frequência relativa Fogo 2 1% Lua 4 2% Nitrogênio 4 2% Energia atômica ou gravitacional 4 2% Reações químicas 5 3% Hidrogênio 10 6% Núcleo 12 7% Gás 22 13% Não respondeu ou disse que não sabia 30 18% Sol 35 21% Energia ou luz próprios 37 22% Total: % Questão 6: As estrelas permanecem sempre iguais ou mudam com o tempo? Explique. É impossível acompanhar a evolução de uma única estrela, desde o seu nascimento até a sua morte. Logo, para que possamos entender como as estrelas evoluem, observamos milhares de estrelas em diversos estágios, e a partir desses dados buscamos estabelecer uma sequência evolutiva. Mas será que o aluno tem algum conhecimento ou consciência desta evolução? Algumas repostas para essa pergunta se encontram na Tabela 6.

62 47 Tabela 6 - Respostas dos alunos se ocorrem mudanças nas estrelas Questão 6: As estrelas permanecem sempre iguais ou mudam com o tempo? Explique. Respostas Quantidade de Frequência alunos relativa Mudam de posição/localização 2 1% Perdem energia 4 2% Viram estrelas cadentes 3 2% Perdem massa/gás 7 4% Explodem 6 4% Aumenta ou diminui de tamanho 10 6% Não respondeu ou disse que não sabia 11 7% Cor ou temperatura mudam 12 7% Permanecem iguais/não mudam 16 10% Ficam velhas ou morrem 20 12% Perdem o brilho 23 14% Sim mudam, mas não justificou 51 31% Total: % De um modo geral, 31% acreditam que estrelas mudam com o tempo, mas não justificaram em que sentido ou como ocorre essa mudança. Já 10% declararam que elas são eternas, conforme a seguinte resposta de um aluno, as estrelas não mudam, permanecem como estão, são eternas. Questão 7: Existem diferenças ou semelhanças entre o Sol e as demais estrelas? Explique. Para esta pergunta, algumas respostas foram classificadas em mais de uma categoria, porque ao mesmo tempo que os alunos apontaram semelhanças também indicaram diferenças entre o Sol e as outras estrelas. Uma parcela significativa das respostas argumentam que o Sol é semelhante a outras estrelas, por que também é uma estrela. (Ver tabela 7).

63 48 Tabela 7 - Respostas dos alunos sobre as diferenças e semelhanças entre o Sol e as outras estrelas Questão 7: Existem diferenças ou semelhanças entre o Sol e as demais estrelas? Explique. Respostas Quantidade Não respondeu ou afirmou que não sabia 7 Disse haver diferenças ou semelhanças, mas não justificou 27 Semelhantes, pois o Sol também é uma estrela 48 Ambos brilham 12 Possuem a mesma composição 5 Possuem o mesmo ciclo de vida 2 Possuem o mesmo tamanho 2 Emitem luz ou energia 12 O Sol é maior que as outras estrelas 20 A diferença está no tamanho, temperatura ou cor 28 A diferença é que o Sol tem a sua luz própria 9 O Sol está mais próximo da Terra 5 O Sol nunca se apagará 3 O Sol é uma estrela mestre 1 A quantidade de calor do Sol é maior 3 O Sol aparece durante o dia e as estrelas a noite 4 TOTAL: 188* *Nesta questão a quantidade de respostas foi maior que o número de alunos pesquisados, porque em uma mesma resposta o aluno apresentou semelhanças e também diferenças entre o Sol e as demais estrelas Com a análise das respostas dos alunos, podemos inferir que os eles possuem dificuldade em definir o que é uma estrela, sendo que muitos acreditam que elas possuem pontas, uma parte considerável não reconhece o Sol como uma estrela, ou acham que ele seria uma fonte de energia para as estrelas, pois não sabem em sua maioria qual é a origem da energia e luz delas. 5.3 Estrutura da sequência de ensino A SE foi dividida em cincos grandes temas, são eles: Tema 1: O que é uma estrela? Tema 2: Formação das estrelas Tema 3: Fonte de luz, energia e processos físicos

64 49 Tema 4: Características das estrelas, sequência principal e o diagrama H R Tema 5: Evolução das estrelas e objetos compactos. Para cada um desses temas apresentados foram realizadas diversas atividades. A distribuição de aulas para cada tema não foi a mesma, pois cada um deles apresentava as suas particularidades, também estávamos atentos a maneira como os alunos estavam avançando em em relação a aprendizagem em cada um dos temas. ensino. Os Quadros 1, 2, 3, 4 mostram a organização da sequência de Quadro 1 - Conteúdos que foram abordados sobre o primeiro tema Tema 1 O QUE É UM ESTRELA? Conteúdo 1. Definição de estrela 2. Força gravitacional 3. Estados da matéria 4. Equilíbrio hidrostático 5. Pressão térmica e de radiação 6. Reações termonucleares Quantidade de aulas 2 aula 2 aula

65 50 Quadro 2 - Contéudos que foram abordados sobre o segundo tema. Tema 2 FORMAÇÃO DAS ESTRELAS Conteúdo 1. Meio Interestelar 2. Nebulosas e nuvens moleculares 3. Formação das estrelas (Processos) Quantidade de aulas 1 aula 1 aula Quadro 3 - Conteúdos que foram abordados sobre o terceiro tema Tema 3 FONTE DE LUZ, ENERGIA E PROCESOS FÍSICOS Conteúdo 1. Fusão nuclear 2. Força eletrostática e força nuclear 3. Efeito Túnel 4. Cadeia próton-próton 5. Ciclo CNO 6. Equivalência massa-energia Quantidade de aulas 2 aula 1 aula

66 51 Quadro 4 - Conteúdos que foram discutidos no quarto e quinto tema da sequência de ensino Tema 4 CARACTERÍSTICAS DAS ESTRELAS, SEQUÊNCIA PRNCIAL E O DIAGRAMA H-R Conteúdo 1. Luminosidade 2. Magnitude aparente e absoluta 3. Massa das estrelas: estrelas binárias Quantidade de aulas 2 aula 4. Temperatura das estrelas 5. Instrumentos e métodos de medição 2 aula 6. Composição química 1 aula 7. Diagrama H-R 1 aula 8. Sequência principal Tema 5 EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS E OBJETOS COMPACTOS Conteúdo 1. Revisitando o Equilíbrio Hidrostático 2. Gigantes Vermelhas 3. Estrelas do Ramo Horizontal e Assintótico de Gigantes 4. Nebulosas Planetárias 5. Anãs Brancas Quantidade de aulas 2 aula 1 aula 6. Supernova 1 aula 7. Estrelas de Nêutrons 8. Buraco Negro 1 aula

67 Instrumentos de coleta de dados Como instrumento para coleta de dados utilizou se dois mapas conceituais produzidos pelos alunos, em dois momentos distintos. O primeiro deles ocorreu antes da execução da SE, no início do 3 bimestre. Solicitamos aos alunos que elaborassem um mapa conceitual sobre as estrelas, explicitando ao máximo todo o conhecimento que tinham sobre o assunto. Já o segundo momento aconteceu ao final da sequência, em meados do 4 bimestre do ano letivo de Além dos mapas conceituais os alunos responderam a um teste de múltipla escolha, que versou sobre os todos principais temas desenvolvidos na sequência. 5.5 Como avaliar mapas conceituais? Nesta seção apresentaremos alguns critérios propostos ou utilizados em artigos, dissertações ou teses para avaliar mapas conceituais, como forma de verificar a ocorrência da aprendizagem dos alunos. Em seguida, discutiremos e justificaremos os métodos e critérios escolhidos para analisar os mapas conceituais. Novak e Gowin (1984) propõem alguns indicadores que podem ser usados na avaliação dos mapas conceituais. Para eles devemos considerar como critério as proposições, as hierarquias, as ligações cruzadas e os exemplos presentes nos mapas. Para cada critério é possível atribuir uma pontuação. Por exemplo, para cada proposição válida encontrada, 1 ponto, nível de hierarquia, 5 pontos para cada um, ligações cruzadas significativas e válidas, 10 pontos, e exemplos mencionados, 1 ponto cada. Contudo, eles também afirmam que os valores citados são arbitrários e aconselham os professores que usem outras pontuações, se acharem necessário.

68 53 Cañas et al. (2006) apresenta como forma de avaliação uma taxonomia topológica constituída de sete níveis (0 a 6), sendo avaliados em cinco critérios: a) o uso de conceitos em vez de recortes de textos; b) estabelecimento de relações entre os conceitos; c) o grau de ramificação; d) a profundidade hierárquica; e e) a presença de ligações cruzadas. Silva e Souza (2007) apresentaram uma proposta de ensino para trabalhar com os principais conceitos de calorimetria, com os alunos do 2 ano do ensino médio, e usaram mapas conceituais (doravante MCs) como um dos instrumentos de avaliação da aprendizagem dos alunos. Nesta avaliação consideram a estrutura e a hierarquia conceitual dos mapas, as relações apresentadas entre os conceitos, a formação de proposições, a reconciliação integrativa e a diferenciação progressiva. Além disso usaram um mapa como referência, construído pelo próprio professor, para avaliar os mapas construídos pelos alunos. Ruiz Moreno et al (2007) discutem alguns critérios que utilizaram para fazer a análise de MCs confeccionados por alunos do mestrado em Ensino em Ciências da Saúde, em duas disciplinas: Processo de Ensino-Aprendizagem e Educação em Saúde. Na avaliação dos mapas foram considerados os conceitos, as inter-relações entre eles e a sua estrutura. Em relação aos conceitos, inspecionou a quantidade e qualidades deles, dos mais amplos até os mais específicos; nas relações entre os conceitos, verificou as linhas cruzadas, o número de palavras de enlace e as proposições com significado lógico. E sobre a estrutura do mapa se o mesmo foi elaborado sequencialmente ou em rede.

69 Métodos de Análise Taxonomia topológica Com base nas diversas forma de avaliarmos os MCs, utilizaremos a taxonomia topológica, proposta por Cañas et al. (2006) e que também foi usada por Moraes (2012) em seu trabalho. A taxonomia topológica considera a complexidade estrutural dos mapas, sem levar em conta o significado de conceitos e proposições, presta se a medir o progresso dos alunos quando estão aprendendo os aspectos elementares na construção do mapa (CAÑAS et al., 2006). Em outras palavras, é uma maneira de classificar e avaliar a estrutura dos MCs dos alunos. Para isso adota se uma série de critérios, que podem fornecer evidências desse avanço na construção dos mapas. Em vista disso, os mapas podem ser classificados em setes níveis taxonômicos, o mais simples é o nível 0, e o mais complexo é o nível 6. Para realizar a classificação são usados cinco critérios, que descreveremos a seguir: O primeiro critério considera a quantidade de conceitos em relação a quantidade de textos presente nos mapas conceituais, posto que o excesso desse último indica um conhecimento simples, pobre e isolado. A capacidade de abstrair conceitos pertencentes a um texto é uma etapa inicial para o estabelecimento de várias relações entre as ideias, e essas são evidências de uma estrutura cognitiva mais avançada e complexa. (CAÑAS et al., 2006)

70 55 O segundo critério verifica se existem ou não palavras de ligação entre os conceitos. Como estamos apenas preocupados incialmente com a estrutura dos mapas, qualquer palavra colocada entre os conceitos deve ser considerada; No terceiro critério são observados os graus de ramificação do MCs. Entende-se por ramificação quando de um conceito ou palavra-chave, parte mais que duas linhas de conexão. Neste caso, o interessante não é a quantidade de linhas que começam em um conceito, mas sim, a quantidade de conceitos que possuem essas linhas de conexão; A profundidade hierárquica, quarto critério empregado, é entendida pelos números de ligações estabelecidas desde o conceito central, chamado de conceito raiz, até o conceito mais distante. O quinto conceito ressalta as ligações cruzadas que são concebidas ao longo do mapa, isto é, as ligações feitas entre regiões diferentes. Podemos identificar as ligações cruzadas através de conceitos e proposições que formam um círculo, ou se fecham. Se por algum motivo algum mapa não atender a todos critérios de um nível taxonômico, ele deverá, então, ser classificado em um nível taxonômico menor. Na Tabela 3 são apresentados os critérios, que devem ser cumpridos, para que os mapas possam ser agrupados em algum nível taxonômico.

71 56 Quadro 5 - Critérios de classificação para cada nível taxonômico Níveis taxonômicos Nível 0 Nível 1 Nível 2 Nível 3 Nível 4 Nível 5 Nível 6 Critérios de classificação I. Predomínio de explicações longas em relação aos conceitos; II. Sem palavras de ligação; III. Mapa linear, (0-1) pontos de ramificação. I. Predomínio de conceitos em relação às explicações longas; II. Falta metade ou mais das palavras de ligação; III. Mapa linear, (0-1) pontos de ramificação. I. Predomínio de conceitos em relação às explicações longas; II. Falta menos da metade das palavras de ligação; III. Ramificação baixa: 2 pontos de ramificação. I. Sem longas explicações; II. Não faltam palavras de ligação; III. Ramificação média: 3 ou 4 pontos de ramificação; IV. Menos de 3 níveis de hierarquia. I. Sem longas explicações; II. Não faltam palavras de ligação; III. Ramificação alta: 5 ou 6 pontos de ramificação; IV. 3 ou mais níveis de hierarquia. I. Sem longas explicações; II. Não faltam palavras de ligação; III. Ramificação alta: 5 ou 6 pontos de ramificação; IV. 3 ou mais níveis de hierarquia; V. De 1 a 2 ligações cruzadas. I. Sem longas explicações; II. Não faltam palavras de ligação; III. Ramificação muito alta: 7 ou mais pontos de ramificação; IV. 3 ou mais níveis de hierarquia. V. Mais que 2 ligações cruzadas Fonte: CAÑAS et al (2006). As vantagens de usarmos a taxonomia topológica, é que rapidamente os mapas conceituais podem ser corrigidos pelos professores e assim eles poderão fornecer um feedback para os alunos em um menor tempo.

72 Taxonomia semântica Como já dissemos, o nosso propósito é procurar possíveis evidências da ocorrência da aprendizagem significativa, e assim validar a SE sobre a vida das estrelas desenvolvida com os alunos. Na seção anterior, discutimos sobre a análise topológica dos mapas conceituais. Agora, falaremos sobre a taxonomia semântica deles. Uma taxonomia semântica é aquela que considera a qualidade dos mapas conceituais, bem como a validade, pertinência dos conceitos utilizados e a relevância das proposições. (CAÑAS et al, 2006) Fundamentaremos a nossa análise semântica, utilizando os critérios desenvolvidos nos trabalhos de Aguiar (2012), Vieira (2014) e Corrêa (2015). Os MCs foram examinados, então, com base nos seguintes critérios: conceitos válidos, grau de clareza semântica, ocorrência da diferenciação progressiva e da reconciliação integrativa. Nas próximas linhas detalharemos melhor cada um deles. Os conceitos válidos são os conceitos corretos e pertinentes ao assunto. Examina-se a quantidade e qualidades deles, dos mais amplos até os mais específicos. O grau de clareza semântica das proposições, para Aguiar (2012, p.39) é a (...) facilidade (ou dificuldade) que o autor e/ou leitor do MC têm em se posicionar, após a leitura de cada proposição. Se o leitor consegue se posicionar ela possui alto grau de clareza semântica; caso contrário, a proposição possui baixa clareza e indica que algo atrapalha essa clareza, seja a falta de um verbo, seja um erro gramatical ou de concordância. Observe que não é o fato de ele concordar ou discordar do que está sendo declarado no MC que define a clareza e sim o fato de ele conseguir se posicionar diante da mesma.

73 58 A diferenciação progressiva e a reconciliação integrativa já foram discutidas no referencial teórico, mas vale destacar, quais são os possíveis indicativos da ocorrência delas, através do mapa conceitual. Os níveis hierárquicos indicam a diferenciação progressiva e as ligações cruzadas revelam as reconciliações integrativas Categorias Orientado pelos critérios estabelecidos na seção anterior, todos os mapas conceituais construídos após a SE, foram classificados em quatro categorias, apresentadas no Quadro 6. Os temas que serviram como base para efetuarmos a análise semântica dos MCs e também para a elaboração do teste de múltipla escolha, foram aqueles descritos na seção 5.3. Quadro 6 - Conceitos e especificações para cada categoria Categoria Conceito Especificações ou evidências A O aluno compreendeu plenamente os principais conceitos e atingiu todos os objetivos propostos para este tema; Todos os conceitos são válidos, alto grau de clareza semântica, diferenciação progressiva e reconciliação integrativa presentes. B O aluno compreendeu suficientemente os principais conceitos e atingiu a maioria dos objetivos propostos para este tema; Mais da metade dos conceitos são válidos, alto grau de clareza semântica, diferenciação progressiva e de reconciliação integrativa presentes. C O aluno compreendeu a maioria dos principais conceitos e atingiu parcialmente os objetivos propostos para este tema; Mais da metade dos conceitos são válidos, grau médio de clareza semântica, presença da diferenciação progressiva e ausência da reconciliação integrativa

74 59 I O aluno não compreendeu os principais conceitos e não atingiu os objetivos propostos para este tema; Quase nenhum conceito válido, baixo grau de clareza semântica, ausência da diferenciação progressiva e da reconciliação integrativa. Os mapas classificados nas primeiras categorias, A e B, são aqueles que possuem evidências da ocorrência da aprendizagem significativa, já aqueles foram classificados na categoria C, indicam uma relativa aprendizagem significativa.

75 60 6 RESULTADOS E DISCUSSÕES Neste capítulo relataremos os resultados obtidos com a análise dos MCs construídos pelos alunos, em dois momentos distintos, um antes e outro após a SE. Também discutiremos os resultados de um teste de múltipla escolha que foi realizado por eles ao término da sequência de ensino. Para avaliar os MCs, utilizamos a taxonomia topológica de Cañas et al (2006) e o trabalho desenvolvido por Moreira (2012). Além disso fizemos uma análise semântica dos conceitos e proposições. Para facilitar a leitura, rescrevemos os mapas conceituais dos alunos, utilizando o software Cmap Tools. O Cmap Tools 1 foi desenvolvido pelo Institute for Human Cognition (IHMC) da University of West Florida, como uma ferramenta para construir, organizar e reformular mapas conceituais. Desde então surgiram alguns trabalhos, como os de Ohl et al. (2010) que se preocuparam em estudar as contribuições desse software para o ensino. 6.1 Análise da taxonomia topológica Através da taxonomia topológica, investigamos os diversos níveis taxonômicos que foram encontrados nos mapas elaborados pelos alunos. Inicialmente, faremos uma discussão dos resultados obtidos com o primeiro mapa construído por eles, e a seguir discorreremos sobre a análise feita no segundo mapa conceitual confeccionado pelos estudantes, este depois da SE. 1 O software Cmap Tools pode ser obtido gratuitamente no seguinte endereço eletrônico

76 61 O gráfico 1 representa a quantidade de MCs classificados em cada um dos níveis taxonômicos. Através dele podemos perceber que 97% dos mapas se localizam abaixo do terceiro nível. Figura Quantidade de mapas conceituais (em %) que foram classificados em cada nível taxonômico antes da aplicação da SE. Miller e Cañas (2008) declaram que mapas entre esses níveis, isto é, entre os níveis 0 e 2, são considerados pobres por terem uma quantidade de texto maior que a quantidade de conceitos, poucas ligações cruzadas e sem nenhuma ou pequena hierarquia conceitual. Os mapas com essas características demostram que houve pouca ou nenhuma diferenciação progressiva e reconciliação integrativa, evidências da aprendizagem significativa. Vale dizer que 32% dos mapas estão no nível mais baixo, nível zero, da taxonomia topológica. Na Figura 6.2, mostramos um mapa de um aluno que foi classificado neste nível.

77 62 Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível zero-n0 Neste nível existe um predomínio de textos em relação a quantidade de conceitos e principalmente ausência de palavras de ligação entre os conceitos, além disso a sua estrutura é linear. A maior parte dos MCs, 44%, se concentrou no nível 1, caracterizado por ter o predomínio de textos sobre os conceitos, poucas ramificações e uma grande parte das palavras de ligação ausentes. Um exemplo de um mapa classificado neste nível, pode ser visto na Figura 6.3. Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível um-n1

78 63 Do nível 2, tivemos uma participação de 21% dos mapas, a Figura 6.4 representa um mapa classificado neste nível, nele existe um predomínio de conceitos em relação a quantidade de textos, ocorre um aumento de ramificações e a maioria dos conceitos estão ligados por palavras chaves. Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito o utilizando software Cmap Tools, classificado no nível dois N2. Por fim, o terceiro nível foi representado por apenas 3% dos mapas construídos. Esse nível para Miller e Cañas (2008), pode ser considerado como suficiente, [...]uma vez que eles mostram um claro reconhecimento de conceitos individuais e não existem frases de ligação faltando. No entanto, eles mostram apenas ramificações moderada e pouco profundidade, e não há ligações cruzadas. (p.1, tradução nossa)

79 64 Na Figura 6.5 podemos visualizar uma mapa de um aluno que foi classificado neste nivel taxonômico. Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível três N3 Com base na mesma metodologia utilizada para investigar os níveis taxonômicos encontrados no primeiro mapa feito pelos alunos, analisamos também os MCs produzidos por eles, após a aplicação da SE. A Figura 6.6 demostra os resultados obtidos. De imediato notamos a presença significativa de mapas classificados em níveis superiores, por exemplo os níveis 4 e 5, algo que anteriormente não tinha ocorrido.

80 65 Figura Quantidade de mapas conceituais (em %) que foram classificados em cada nível taxonômico após a aplicação da SE. Dos 34 mapas, 21% deles foram classificados no nível 4. Nesse nível todos os conceitos são ligados por palavras chaves, diversas ramificações aparecem e existem mais de três níveis de hierarquia, ver Figura 6.7. Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível quatro N4

81 66 Em relação aos níveis mais altos da taxionomia, que se diferenciam dos outros por apresentarem mais de 1 ligação cruzada, todos os conceitos associados por palavras de ligação, alto grau de ramificação e níveis de hierarquias profundos, foram encontramos 5 mapas (11%) no nível cinco e nenhum mapa no nível 6. Figura Mapa conceitual de um aluno, reescrito utilizando o software Cmap Tools, classificado no nível 5 N5 O gráfico na Figura 6.9 compara os níveis taxonômicos obtidos durante os dois momentos que usamos os mapas conceituais com os alunos. Figura Comparação entre os níveis taxonômicos obtidos antes e depois do desenvolvimento da SE.

82 67 Com os resultados obtidos, notamos uma predominância do primeiro nível taxonômico antes da SE, e do terceiro nível após o término dela. Percebe se também que apenas 3% do MCs foram classificados no nível mais baixo, antes da SE esse valor chegou a 32%. Uma queda ainda maior ocorreu nos MCs de nível 1, pois anteriormente tínhamos 44% neste nível taxonômico, agora apenas 6% foram classificados neste nível. Tal fato demonstra que houve melhora significativa no processo de construção e na elaboração dos mapas conceituais pelos alunos. Outro dado que corrobora para essa constatação, é que a partir do nível 2, quase todos os níveis tiveram uma presença maior. Por exemplo, os mapas classificados no nível 2 aumentaram em 3 pontos percentuais, enquanto que os mapas do nível 3 cresceram 29 pontos percentuais. Mapas no quarto nível taxonômico aumentaram em 21 pontos percentuais, e por fim, 15% dos mapas foram classificados no nível 5, algo que não tinha acontecido anteriormente. Dos 34 mapas, 36% estão nos níveis quatro e cinco, o que conforme Miller e Cañas (2008), são ótimos mapas. É importante mencionar que 68% dos mapas foram classificados em níveis iguais ou superiores ao nível 3, mais um índice relevante que comprova uma melhora na evolução dos mapas conceituais, pois como já dissermos a partir desse nível, os mapas são considerados como satisfatórios. 6.2 Análise da taxonomia semântica Sobre os temas estudados durante a SE, averiguamos se os principais conceitos de cada um deles estavam presentes nos MCs produzidos pelos alunos, após a finalização da sequência. Os conceitos e as proposições formadas nesses mapas foram analisados considerando a sua validade, o grau de clareza semântica,

83 68 a diferenciação progressiva e a reconciliação integrativa, e a partir disso emitimos um parecer final. Por exemplo, para o tema que trata da formação das estrelas, queríamos saber se os alunos compreenderam os seguintes pontos: Identificar e descrever as principais características do meio interestelar e das nuvens moleculares. Conhecer as principais hipóteses para explicar a origem da formação das estrelas. Descrever quais são os principais processos físicos que ocorrem durante o nascimento das estrelas. A Tabela 8 informa quais foram os conceitos finais obtidos pelos alunos neste tema. Tabela 8 Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao formação das estrelas tema Conceito Quantidade de mapas Frequência relativa Sobre esse tema podemos perceber que 24% dos alunos compreenderam suficientemente os principais pontos e atingiram os objetivos propostos, recebendo, portanto, os conceitos A ou B, enquanto que, 47% receberam o conceito C. Já quando o assunto era entender o que é uma estrela e todas as suas particularidades, como aquelas que as diferencia dos outros objetos celestes, 50% dos alunos, através dos seus mapas,

84 69 conseguiram expor as principais características das estrelas, ver Tabela 9, obtendo assim os conceitos A ou B. Tabela 9 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: O que é uma estrela. Conceito Quantidade de mapas Frequência relativa Menos de 10% (conceito I) dos alunos não citaram nenhuma característica que ajuda a definir o que é uma estrelas ao elaborarem os seus mapas. A respeito da origem da energia das estrelas, 32%(conceito C) dos mapas apresentaram parcialmente as principais ideias sobre a fusão nuclear, outros 32%(conceito B) deles reconheceram que só podemos dizer que nasceu uma estrela quando ela passar a realizar a fusão nuclear. Por fim, 18%(conceito A) dos alunos foram mais além e descreveram como ocorre a fusão nuclear, em qual região das estrelas e quais são as condições necessárias para isso. Ver Tabela 10. Tabela 10 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: fonte de energia das estrelas Conceito Quantidade de mapas Frequência relativa

85 70 Em relação aos principais parâmetros estelares, como a massa, a luminosidade e temperatura, e de que forma ou por quais instrumentos fazemos essas medições, 24%(conceito I) dos alunos, como mostrado na Tabela 11, não souberam justificar adequadamente como eles são medidos. Já 39% (conceito A e B) reconheceram que a luz das estrelas é a nossa principal fonte de informação, e que é a partir dela que podemos saber, por exemplo, a composição química das estrelas. Tabela 11 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: parâmetros estelares, sequência principal e diagrama H R Conceito Quantidade de mapas Frequência relativa Um grupo que representa 18%, e que receberam o conceito A, conseguiu relacionar a cor das estrelas com o valor da sua temperatura superficial. O último tema de análise, foi aquele que trabalhava com a evolução das estrelas e também sobre os seus possíveis destinos, cujos dados estão na Tabela 12. Neste caso nenhum aluno apresentou em seu mapa conceitual, conceitos totalmente válidos e com um alto grau de clareza semântica. Obtivemos um elevado índice de mapas que receberam um conceito insatisfatório, 35%, mostrando uma dificuldade de entender esse tema ou em externalizar as suas ideias.

86 71 Uma hipótese para esse resultado pode estar no fato de que esse tema é bastante complexo, por envolver diversos conceitos de várias áreas da Física. Tabela 12 - Total de MCs que obtiveram cada conceito em relação ao tema: evolução e morte das estrelas Conceito Quantidade de mapas Frequência relativa Um panorama geral com todos os mapas analisados, e os conceitos que cada um deles recebeu, para com os cinco temas da SE, é mostrado na tabela 13. Tabela 13 - Mapas conceituais analisados e os conceitos obtidos em cada um dos cinco temas desenvolvidos na SE. Mapas conceituais Tema 1 Tema 2 Tema 3 Tema 4 Tema 5 B I I C C I A C C I B C A B I A B B C B C C B C C C C B C B B C A B I C C C C C C I C C C C C A A C A C C A C B C B I C C A I I B A B A C C

87 72 B I C C B C C I I I C I C I I C C A B I A I C C I C I B C C C C I I I C C C I C C C C I I I I I I I A I C C C B B B A B B C C B C A A A A I C B B A B A A B A C C I I B C B C C B C B C B C I B I B B C Legenda: Em azul, os MCs que receberam algum conceito satisfatório, em vermelho, os MCs que receberam o conceito insatisfatório. 6.3 Análise do teste de múltipla escolha Um outro instrumento que foi utilizado para avaliar a aprendizagem dos alunos, referente aos principais conceitos que foram desenvolvidos durante a SE, foi um teste de múltipla escolha (ver Apêndice B).O teste foi aplicado ao final da SE e era composto por 25 questões de múltipla escolha 2, com 4 alternativas cada. Vale dizer que apenas uma entre as quatro alternativas possíveis era a correta. 2 Após a aplicação da sequência de ensino foram elaboradas mais duas questões (26 e 27)

88 73 Atribuímos 1 ponto para cada questão que o aluno acertou e 0 para a questão que errou. Com esse teste procuramos abordar os principais temas da sequência, já citados na metodologia. Participaram deste teste 36 alunos. Tabela 14 - Número e a quantidade de questões que foram elaboradas para cada tema desenvolvido na SE. Tema Número da questão Quantidade Definição de estrela Q4, Q6, Q7, Q9, Q10 5 Formação das estrelas Q3, Q5, Q8, Q11, Q16 5 Fonte de luz, energia e processos físicos Q1, Q15, Q13 3 Características das estrelas, sequência Q12, Q18, Q2, Q14, Q20, 7 principal e o diagrama H R Q21, Q22 Evolução estelar e objetos compactos Q14, Q17, Q23, Q24, Q25 5 Em termos estatísticos a média de acerto foi de 17 questões, com desvio padrão de 3,5. A menor e a maior quantidade de acertos, foi de 5 e 22, respectivamente. Sobre as perguntas, aquela com o menor índice de acerto 3, foi a questão 14. Ela tratava sobre o tempo de vida das estrelas e a sua relação com massa, quando elas estão na sequência principal. As estrelas que possuem uma maior massa serão aquelas que terão um tempo de vida menor, e não maior como pode dizer o senso comum. As pessoas em geral acreditam que quanto maior é a massa das estrelas, mais será o tempo que elas viverão, pois terão uma maior quantidade combustível. Esse tipo de raciocínio foi o que pode ter induzido a maioria dos alunos ao erro, apesar da SE ter abordado este assunto, justificando esta aparente contradição. Por outro lado, as questões que tiveram os maiores índices de acertos, foram as questões 3, 4, 7 e 8. A questão 3 pertencia ao primeiro tema, que era entender quais eram as principais 3 A questão com o maior índice de acertos foi a questão 4.

89 74 características que definem ou nos ajudam a compreender o que é uma estrela. Diferentemente das respostas fornecidas pelos alunos na questão 7 do questionário inicial, após a realização da SE, quase todos, 99% reconheceram o Sol como sendo uma estrela. Na Tabela 15 temos um panorama ou uma visão geral das respostas que os alunos acertaram no teste de múltipla escolha. As questões marcadas em preto, representa os acertos, e as em branco, a que eles erraram.

90 Q1 Q2 Q3 Q4 Q5 Q6 Q7 Q8 Q9 Q10 Q11 Q12 Q13 Q14 Q15 Q16 Q17 Q18 Q19 Q20 Q21 Q22 Q23 Q24 Q25 75 Tabela 15 - Questões que os alunos acertaram no teste de múltipla escolha A1 A2 A3 A4 A5 A6 A7 A8 A9 A10 A11 A12 A13 A14 A15 A16 A17 A18

91 Q1 Q2 Q3 Q4 Q5 Q6 Q7 Q8 Q9 Q10 Q11 Q12 Q13 Q14 Q15 Q16 Q17 Q18 Q19 Q20 Q21 Q22 Q23 Q24 Q25 76 Tabela 15 Questões que os alunos acertaram no teste de múltipla escolha - Continuação A19 A20 A21 A22 A23 A24 A25 A26 A27 A28 A29 A30 A31 A32 A33 A34 A35 A36 Legenda Questão em preto, o aluno acertou. Questão em branco, o aluno errou.

92 77 A quantidade de questões que os alunos acertaram foram convertidas para uma escala de 0 a 10, essas notas posteriormente foram classificadas em quatro conceitos, são eles: insuficiente, suficiente, bom e excelente. As notas que ficaram abaixo de 5, receberam o conceito insuficiente, aquelas maiores ou iguais 5 e menores que 7, foram classificadas com o conceito de suficiente. O conceito bom foi atrelado as notas maiores ou iguais a 7 e menores que 8,5, e enfim, as notas maiores ou iguais a 8,5 receberam o conceito excelente. Determinou-se como nota satisfatória mínima a nota igual ou acima de 5, pois esta é a nota mínima exigida pela Rede Estadual de Ensino do Estado de São Paulo como satisfatória. Na Figura 6.10 estão representados os resultados obtidos. Figura Quantidade de alunos, em porcentagem, que obtiveram cada conceito. De um universo de 36 alunos, 36% deles obtiveram um conceito classificado como bom, enquanto que 45% receberam um rendimento adequado ou suficiente para os objetivos que eram propostos.

93 78 Em um dos extremos dos conceitos atribuídos, 8% receberam o conceito de insuficiente e no outro extremo, 11% com o conceito de excelente. Outro dado relevante é que 92% dos estudantes receberam um conceito igual ou maior que o conceito de suficiente, atestando assim, que os objetivos propostos na SE foram alcançados.

94 79 7 CONSIDERAÇÕES FINAIS O presente trabalho teve como objetivo construir uma sequência de ensino, que discutisse os principais conceitos relacionados à origem, evolução e a morte das estrelas. A motivação para o desenvolvimento desse tema foi que a astronomia pode promover um ensino mais significativo, contextualizado e humano, e também por que ela desperta um grande encantamento e curiosidade nas pessoas. Além disso, é multidisciplinar, o que dá a ela uma característica muito peculiar, pois conversa constantemente com as diversas áreas do conhecimento. Sem falar que auxilia no processo de conscientização das pessoas sobre os diversos problemas que nos afetam atualmente, desde os ambientais até os sociais, ou seja, a astronomia promove a ampliação da nossa visão de mundo. (LEITE; HOSOUME, 2007; BARTEMEBS; MORAES, 2012) Antes de todo esse processo realizamos um estudo da arte, sobre os principais temas da astronomia que já foram trabalhados com os alunos, tanto no ensino fundamental, quanto no ensino médio, em teses e dissertações. Constatamos, na base de dados pesquisada, que poucos trabalhos tratavam, especificamente, com a formação e a evolução das estrelas. Em seguida, realizamos um estudo com os alunos do terceiro ano do ensino médio da escola Carlos Gomes, onde desenvolveríamos o nosso projeto, sobre as concepções e ideias que eles tinham sobre a temática estelar. Esse material serviu posteriormente, como base, para a elaboração da sequência de ensino. Além de elaborar uma sequência de ensino, também tínhamos a intenção de avaliar as suas possíveis contribuições para a aprendizagem aplicada em uma situação real de ensino, de uma

95 80 escola pública do estado de São Paulo, e com alunos do último ano do ensino médio. Os mapas conceituais foram utilizados como um dos instrumentos de avaliação na sequência de ensino, e que poderiam fornecer indícios se ocorreu uma aprendizagem significativa dos alunos durante a aplicação da nossa proposta. Diversos trabalhos (LOPES, 2007; NUNES;PINO, 2008; MARTINS et al., 2009; CORREIA et al., 2010, FERRÃO; MANRIQUE, 2014) indicam que o uso de mapas conceituais pode ser usado como uma forma de avaliação, pois permitem que conheçamos como determinado conceito é aprendido pelos alunos, ou mesmo com esse evolui na sua estrutura cognitiva. Consideramos que o objetivo de utilizar mapas conceituais como recurso de ensino e de aprendizagem foi alcançado. Tal constatação está baseada no fato de que os alunos ao final da sequência de ensino, demostraram saber mais sobre a origem, a evolução e a morte das estrelas, do que antes do processo de ensino e ainda com indícios de uma aprendizagem significativa. Após a SE, a análise taxonômica dos mapas conceituais mostrou que 68% deles foram classificados em níveis iguais ou superiores ao nível 3, o que revela uma melhora significativa no processo de elaboração dos mapas. Outro aspecto foi que, ao realizarmos a análise semântica nesses mesmo mapas, a maioria dos alunos recebeu conceitos que indicam que compreenderam os principais assuntos estudados. Já o último instrumento de avaliação, que foi o teste de múltipla escolha, apontou que 92% dos alunos atingiram conceitos satisfatórios. Qualitativamente podemos inferir que a maioria dos alunos que construíram os melhores mapas conceituais, foram aqueles que também receberam os melhores conceitos (A ou B), e que no teste de múltipla escolha acertaram uma maior quantidade de questões.

96 81 Aos outros pesquisadores e professores, solicitamos uma atenção maior, quando tratarem da evolução das estrelas, pois em nosso trabalho, apesar de todas as atividades desenvolvidas, muitos alunos ainda acreditam que estrelas com maior massa, serão aquelas que terão um tempo de vida maior, o que não é verdade. Também salientamos que outros assuntos relacionados com a evolução estelar e sobre os objetos compactos devam ser trabalhados com um maior cuidado, por envolverem diversos conceitos físicos. O que pode dificultar a aprendizagem dos alunos. O produto educacional oriundo deste trabalho, bem como as atividades propostas nele, não são únicos e muito menos imutáveis, pelo contrário, são sugestões de atividades que podem ser desenvolvidas e modificadas pelo professor quando este julgar necessário, pois sabemos que cada turma tem as suas características e particularidades, e é isso o que torna a educação algo muito especial. Por fim posso dizer que o Programa do Mestrado Nacional Profissional em Ensino de Física, contribuiu significativamente para a minha formação e qualificação profissional, porque permitiu que refletisse criticamente sobre a minha prática didático pedagógica em sala de aula, tanto no âmbito dos conceitos da Física e da Astronomia, quanto nas questões ligadas ao próprio ensino e a aprendizagem.

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104 89 APÊNDICE A PRODUTO EDUCACIONAL WILLIAM FERNANDES DA SILVA Origem, evolução e morte das estrelas: uma sequência de ensino para alunos do ensino médio Produto Educacional da Dissertação de Mestrado submetida ao Programa de Pós- Graduação da Universidade Federal do ABC, no Curso de Mestrado Profissional de Ensino de Física (MNPEF), como parte dos requisitos necessários à obtenção do título de Mestre em Ensino de Física. Orientadora: Professora Dra. Laura Paulucci Marinho Santo André São Paulo 2016

105 90 APRESENTAÇÃO Caro (a) professor (a) O presente trabalho apresenta uma sequência de ensino para discutir os principais conceitos sobre a origem, a evolução e a morte das estrelas. A sequência de ensino contida neste material foi elaborada e aplicada em uma turma do 3 ano do ensino médio, e faz parte da dissertação de mestrado: ORIGEM, EVOLUÇÃO E MORTE DAS ESTRELAS: UMA SEQUÊNCIA DE ENSINO PARA ALUNOS DO ENSINO MÉDIO, apresentada ao Programa de Pós-Graduação da Universidade Federal do ABC, no curso do Mestrado Nacional Profissional em Ensino de Física. Este produto foi pautado na Teoria da Aprendizagem Significativa de David Ausubel. Na aprendizagem significativa ocorre uma interação entre o novo conhecimento e a estrutura cognitiva do aprendiz, ancorando-o em conceitos já conhecidos e incorporados pelo indivíduo, os chamados subsunçores. Para uma descrição detalhada desta teoria, pode ser consultada a dissertação de mestrado associada a este produto, bem como as referências lá listadas. Nesta sequência são apresentados diversos conceitos novos, muitos deles associados à física moderna. Desta forma, sugerimos que estes novos elementos sejam introduzidos utilizando-se de organizadores prévios e se tentando buscar um subsunçor adequado. Por exemplo, conceitos de mecânica clássica como força, pressão e equilíbrio são bons apoiadores para descrever a estabilidade de uma estrela e as consequências das mudanças pelas quais esta irá passar ao longo de sua vida. Já a relação entre o fluxo luminoso e a distância da fonte pode ser ancorado no conceito de conservação de energia.

106 91 Nas próximas linhas, apresentaremos uma sugestão de planejamento da sequência de ensino, fazendo uma descrição geral dos assuntos a serem abordados, as atividades a serem realizadas e em que momento. Em seguida, um texto de apoio com os principais conceitos que foram desenvolvidos com os alunos sobre a temática estelar, e por fim algumas atividades desenvolvidas durante a aplicação da sequência de ensino e outras que foram elaboradas com base nos resultados encontrados. Bom trabalho.

107 92 1. A SEQUÊNCIA DE ENSINO Nesta seção faremos uma descrição geral da sequência de ensino (doravante SE) que foi desenvolvida com os alunos. Para que, você professor, tenha uma visão geral dela, iremos realizar a sua apresentação em forma de perguntas e respostas. 1. Em que grupo/série esta sequência de ensino poderá ser desenvolvida? Esta SE destina-se aos alunos do último ano do ensino médio. Este direcionamento se deve à necessidade de abordar diferentes tópicos da física para a compreensão da evolução estelar, resultando em uma melhor compreensão dos conceitos. Isto não significa dizer que ela não possa ser aplicada em outras séries do ensino médio, pois adaptações poderão ser realizadas, se for o caso. 2. Qual é a quantidade de aulas previstas? Incluindo todos os momentos do processo de ensino, desde aqueles onde o professor apresenta e desenvolve os conceitos, até o momento no qual os alunos são avaliados, a quantidade de aulas previstas será em torno de 20 a 22 aulas. 3. Quais são os temas que foram abordados nesta sequência de ensino? Antes de iniciarmos a SE, tivemos uma conversarmos com os alunos dizendo que nos próximos bimestres abordaríamos vários temas ligados a vida estrelas, através de uma SE de ensino. E que diversos temas vistos em anos anteriores poderiam ser retomados, o

108 93 que ajudaria significativamente aqueles alunos que iriam prestar o vestibular ou o ENEM. Entretanto, antes disso, eles deveriam responder um questionário com sete perguntas sobre as principais fases da vida das estrelas, e que ficassem tranquilos, pois o que importava era saber apenas os seus conhecimentos sobre essa temática. Também neste momento explicamos aos alunos o que é um mapa conceitual, qual é a sua importância para o processo de ensino e aprendizagem e ao final ensinamos como construir um mapa conceitual, usando como exemplo, um poema e um texto. Tudo isso ocorreu no 2 bimestre de Tema 1 O que é uma estrela? Para começarmos a SE, realizamos a construção do primeiro mapa conceitual sobre a vida das estrelas. Em seguida, desenvolvemos a primeira atividade da SE, que era compartilhar o que os alunos sabiam sobre as estrelas. Para isso, eles formaram sete grupos e entregamos para cada grupo uma pergunta do questionário diagnóstico feito anteriormente e as respostas fornecidas pelos alunos. Ao final, todos os grupos apresentaram suas conclusões para a sala. Também trabalhamos a segunda atividade desta SE. Desta forma, informamos aos alunos que em todas as aulas de física, alguns deles seriam escolhidos ou voluntariamente apresentariam uma imagem astronômica para a sala, fazendo brevemente uma descrição dela. Nesta mesma aula, foram discutidos os principais pontos para a compreensão do que é uma estrela. Abordamos conceitos, como: estados da matéria, reações nucleares e o equilíbrio hidrostático. O

109 94 interessante desta discussão é que esses conceitos serão retomados e aprofundados ao longo da SE. Todo esse processo foi ao encontro com o que propõe Ausubel, quando ele disserta sobre a diferenciação progressiva, que consiste em partir de conceitos mais gerais e mais inclusivos, para conceitos menos gerais e menos inclusivos. Para este tema, incluindo a primeira atividade e a descrição da segunda atividade, utilizamos um total de 4 aulas de 50 minutos. Tema 2 Como nascem as estrelas? Para a abordagem deste tema, fizemos uma aula expositiva permeada por discussões com os alunos sobre os diferentes conceitos contidos no tema 2. No total, utilizamos 2 aulas. Na última aula sobre esse tema um dos alunos realizou uma breve apresentação da sua imagem astronômica, que era a Nebulosa da Cabeça de Cavalo. Tema 3 Qual é fonte de energia das estrelas? Para a abordagem deste tema, fizemos uma aula expositiva permeada por discussões com os alunos sobre os diferentes conceitos contidos no tema 3. Durante as duas aulas utilizadas, apresentamos algumas animações computacionais 4 sobre a fusão nuclear, e os alunos fizeram uma lista de exercícios. Para esse tema foram necessárias três aulas Acesso em 10 de agosto de 2015.

110 95 Tema 4 Características das estrelas, diagrama H-R e sequência principal No início da abordagem do tema 4, realizamos uma discussão sobre a percepção dos alunos do grau de conhecimento que atualmente temos das estrelas. Na aula seguinte, levamos os alunos para a sala de informática para o desenvolvimento da 3 atividade desta SE, chamada Minha estrela querida. O intuito dela era que cada um dos alunos, escolhessem uma estrela, exceto o Sol, e pesquisassem todas as informações possíveis sobre ela, como: cor, temperatura, tamanho e etc, sempre procurando descobrir como essas informações foram obtidas e por quais métodos ou instrumentos de medida. Ao final todos os resultados obtidos deveriam ser transcritos para uma folha de atividade e guardado. Fizemos uma aula expositiva sobre os principais parâmetros estelares, como: a luminosidade, magnitude aparente e absoluta, tempo de vida das estrelas e a temperatura. Foram passadas instruções para que os alunos construíssem o espectroscópio descrito na atividade quatro e o trouxessem na aula seguinte. Com o espectroscópio em mãos, realizamos uma discussão sobre o uso deste instrumento e continuamos a 4 atividade da SE. Também discutimos quais são os métodos ou instrumentos utilizados para a medição dos parâmetros estelares. Logo depois, mostramos como alguns desses parâmetros estão relacionados e como o estudo deles ajudam no entendimento de como as estrelas evoluem. Realizamos a 5 atividade dessa SE. Sendo assim, o diagrama H-R foi apresentado e debatemos a sua importância para estudarmos a evolução estelar. Além disso utilizamos uma simulação

111 96 computacional 5 sobre o diagrama H-R, na qual o aluno tem a oportunidade de alterar a temperatura e a luminosidade de uma estrela e verificar em que posição ela se localizara no diagrama a H- R. Em seguida, as principais regiões do diagrama H-R foram caracterizadas com um olhar especial para a sequência principal. Antes de finalizarmos essa temática, colamos a figura de um diagrama H-R na lousa, neste caso usamos um programa 6 que faz recortes da imagem de modo que possam ser impressos em folhas de sulfite para posterior montagem de forma a recuperar a imagem original, como seu fosse um quebra cabeça. Os alunos com base nas informações obtidas que realizaram na terceira atividade, deveriam achar a sua estrela nesse diagrama H-R. No total, utilizamos 6 aulas. Tema 5 Evolução estelar e objetos compactos Após aula expositiva sobre as fases estelares, a última atividade desta SE foi desenvolvida. Ao final um dos grupos apresentou a ordem estabelecida que eles determinaram para a evolução de uma estrela de baixa massa para os outros alunos e levantamos um diálogo sobre o poderia ser mudado ou quais foram os possíveis erros ou falta de entendimento que os alunos tiveram. Neste ponto, outra simulação que pode ser interessante apresentar aos alunos encontra-se no seguinte endereço: Nela e necessário criar um núcleo de ferro a partir da fusão de elementos mais pesados. Desta forma, e possível recuperar alguns conceitos de fusão nuclear abordados anteriormente de uma forma divertida e desafiadora O programa usado foi o PosteRazor

112 97 Ao final foram apresentados, brevemente, os objetos compactos. Neste momento tivemos um número de perguntas feitas pelos alunos maior do que nas outras etapas, revelando grande interesse e curiosidade por parte deles sobre este tópico. Uma proposta interessante seria desenvolver a caixa dos porquês na qual os alunos poderiam depositar suas dúvidas sobre os temas relacionados a sequência ou não e em algum momento o professor poderia dedicar uma aula para discuti-las com os alunos. No total, utilizamos 5 aulas. 4. Qual é o referencial teórico utilizado? Como já dissemos o referencial teórico utilizado na elaboração das atividades desta SE, foi a Teoria da Aprendizagem Significativa, que foi detalhada do corpo da dissertação. Dentro desta abordagem, são descritos dois principais tipos de aprendizagem: a aprendizagem significativa e a mecânica. Deve-se buscar, então, estimular a aprendizagem significativa, na qual os novos conhecimentos (ideias, proposições) são ancorados em estruturas cognitivas pré-existentes dos alunos. 5. Quais foram as atividades desenvolvidas? As atividades que foram aplicadas durante a SE, se encontram no final deste produto educacional. De todas as atividades, apenas a de número 6, não foi desenvolvida nesta SE. Esta foi proposta a partir da análise dos resultados obtidos, já que notamos que os alunos apresentaram uma certa dificuldade em entender a importância da massa na evolução estelar e como este parâmetro está relacionado com o tempo de vida das estrelas. Assim,

113 98 elaboramos uma atividade que ajudasse na melhor compreensão do fato, buscando minimizar essa dificuldade. 6. Como posso avaliar o aprendizado dos alunos? Para avaliar o aprendizado dos alunos, optamos pelo uso de mapas conceituais e um teste de múltipla escolha. Caso queira utilizar os mapas conceituais, é importante que o professor trabalhe previamente como são feitos mapas conceituais e a importância deles para o aprendizado dos alunos. Os alunos poderão construir um mapa conceitual sobre a vida e a morte das estrelas, tentando externalizar ao máximo todo o conhecimento que possuem sobre o tema. As perguntas utilizadas na Atividade 1, podem ajudar na construção do mapa. Após o desenvolvimento da SE, o professor pode solicitar a elaboração de um outro mapa conceitual dos alunos, corrigindo-os usando como base os mesmos critérios da dissertação. Outro instrumento que pode ser empregado é um teste de múltipla escolha geral ao final de cada tema estudado ou ao final da SE.

114 99 2. TEXTO DE APOIO AO PROFESSOR TEMA 1 - O QUE É UMA ESTRELA? 1.1 INTRODUÇÃO Estrela, segundo o dicionário Aurélio, é todo Astro fixo que possui luz própria. Já para Oliveira Filho e Saraiva (2012), estrelas [...]são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a transmutação de elementos através de reações nucleares, isto é, da fusão nuclear de hidrogênio em hélio e, posteriormente em elementos mais pesados. Mourão (1997) apresenta uma definição um pouco mais detalhada, quando afirma que Estrelas são corpos gasosos, de forma aproximadamente esférica, no interior dos quais reinam temperaturas e pressões elevadas, particularmente nas regiões vizinhas ao centro. Ali se verificam reações termonucleares, que liberam considerável energia, a qual se propaga do centro para a periferia, através de diversas camadas que as constituem, até atingir o espaço sob a forma de radiações eletromagnéticas. Jacóbsen (2007, p.14), agrega uma informação importante ao apresentar o caráter dinâmico das estrelas, ao dizer que As estrelas não são objetos estáticos, mas sim dinâmicas massas de gás quente cuja auto gravidade é sustentada pelas reações nucleares que ocorrem no seu centro. Através das definições apresentadas acima, podemos notar que existem diversas maneiras de se compreender ou se definir o que é uma estrela; algumas se restringem a aspectos meramente visuais, o que as tornam simplistas demais, outras mencionam a estrutura e a composição das estrelas, e por fim, algumas explicam qual é o mecanismo que faz com que as estrelas consigam produzir sua energia e luz.

115 100 A definição que iremos utilizar nesta SE é a seguinte: Uma estrela é uma esfera de gás quente ou plasma, que está em equilíbrio hidrostático, gerando a sua energia e luz por meio de reações nucleares. Portanto, o nosso primeiro objetivo será discutir os principais conceitos que estão presentes nesta definição. 1.2 Esfera Os formatos que os objetos possuem estão relacionados com os tipos de interações ou forças que estão atuando sobre eles. Assim, a maioria dos objetos celestes (planetas, satélites naturais e estrelas) são esféricos, ou aproximadamente, porque a força gravitacional atua de maneira uniforme em todas as direções. Além disso, devido ao movimento de rotação, pode ocorrer um achatamento nos polos. 1.3 Gás Quente ou Plasma Além dos sólidos, líquidos e dos gases, existe também um outro estado da matéria chamado de plasma. O nome plasma foi utilizado pela primeira vez em 1926, pelos físicos Irving Langmuir e H. Mott- Smith. À medida que esquentamos uma determinada substância, sua energia cinética média aumenta, por consequência, suas partículas se movimentam e se agitam cada vez mais. Isto faz com que as ligações entre as elas fiquem cada vez mais fracas ou até mesmo se quebrem. No estado líquido as ligações entre as partículas estão mais fracas do que no estado sólido, e no estado gasoso as ligações podem ser rompidas, restando apenas átomos ou moléculas isolados.

116 101 Ao esquentarmos um gás a milhares de graus, os elétrons desses átomos serão arrancados, fazendo com que estes se tornem ionizados, ou seja, ele não estará mais no seu estado neutro, havendo uma separação das cargas positivas, os prótons, das cargas negativas, os elétrons. Quando temos esta situação, afirmamos que a matéria se encontra no quarto estado da matéria, chamado de plasma. Plasma é um gás que contém uma mistura variada de átomos neutros, átomos ionizados e elétrons livres em constante interação elétrica. Na verdade, já tem sido dito, sem muita precisão, que grande parte da matéria observável do Universo está no estado de plasma, e que vivemos em uma dessas poucas exceções (CHEN, 1984). Muitos afirmam, então, que ele deveria ser o primeiro e não o quarto estado da matéria. A diferença entre um gás e o plasma é que o segundo conduz facilmente uma corrente elétrica e absorve certos tipos de radiação, enquanto que o primeiro, o gás, não o faz. Figura Diferença entre o gás e o plasma. Fonte: Adaptado de Acesso em: 14 de Junho de 2015

117 Equilíbrio Hidrostático A estrela é um objeto auto gravitante, isto é, ela se mantém coesa devido a força gravitacional gerada por ela mesma. Mas, então, porque ela não implode? Para responder esta questão, vamos considerar um pedaço da estrela, conforme a Figura 1.2. Figura Pedaço da estrela Fonte: o Autor (2015) Esse pedaço é puxado para o centro, devido à atração gravitacional, gerada pela massa que está abaixo dele. Se não existir nenhum impedimento ele cairá em direção ao centro, com todo o restante da estrela, o que neste caso provocaria um colapso. Mas não é isso que ocorre, pelo menos enquanto a estrela está estável. Em vista disso, deve existir outra força, em sentido contrário e igual em intensidade à força gravitacional, para fazer com que esse nosso pedaço da estrela fique em equilíbrio, como mostrado na Figura 1.3. Durante a vida de uma estrela, essa força é gerada pela fusão nuclear no interior da mesma sendo, portanto, devida à pressão de radiação.

118 103 Figura Representação do equilíbrio hidrostático em uma estrela: em azul a pressão interna e em vermelho a força gravitacional. Fonte: Acesso: 14 de Novembro de 2015 Aprofundando a nossa análise, podemos dizer que sobre o nosso pedaço da estrela, existe uma pressão exercida pelos gases que se encontram acima dele, mais o seu peso, e uma pressão exercida para cima, provocada pelos gases que estão abaixo dele, como mostrado na Figura 1.4. Para que ele fique em equilíbrio, a força resultante que age para baixo deve ser igual a força resultante que atua para cima. Portanto, o balanço entre a força gravitacional e a força exercida pelo gás quente é chamado de equilíbrio hidrostático. Figura Equilíbrio Hidrostático. Fonte: Adaptado de Comins e Kaufmann. Descobrindo o Universo, 8 Edição, 2010.

119 Equação do Equilíbrio Hidrostático Considere que tenhamos um elemento de volume, conforme a Figura 1.5, com massa dm, e que esteja a uma distância r do centro da estrela. A altura desse elemento será dr e área onde atua a pressão, acima e baixo dele, será da. Figura Elemento de volume da estrela Fonte: Adaptado de Acesso: 4 de Janeiro de Como esse elemento de volume está em equilíbrio, podemos escrever que: Onde o elemento de massa por ser dado por:

120 105 sendo r a densidade. Combinando a equação (1.3) com a equação (1.4), ficamos com: Em uma estrela esférica, teremos que onde M(r) é a massa da estrela interna ao raio r. Por fim, combinando as equações (1.5) e (1.6), obtemos A pressão P é a pressão total, que é soma da pressão térmica com a pressão de radiação, que serão discutidas na próxima seção. A equação (1.7) representa a equação do equilíbrio hidrostático, sendo que no primeiro termo temos o gradiente de pressão e no segundo, a força gravitacional. Como a massa, M(r), a densidade, r(r), a constante gravitacional, G, e o raio r são valores positivos, o termo dp/dr é negativo, o que significa dizer que a pressão diminui conforme o raio aumenta. Quando ocorre um desequilíbrio entre essas duas forças, a estrutura da estrela será alterada. É a partir desse desequilíbrio, que as estrelas mudam ou evoluem.

121 Pressão do gás e pressão de radiação Pressão térmica A pressão térmica é aquela gerada pelo movimento do gás da estrela. Ela possui uma dependência com a temperatura e com a densidade, assim qualquer acréscimo nestas últimas grandezas afetará a pressão térmica. Para um gás ideal, essas três grandezas estão relacionadas pela seguinte relação: onde P é a pressão, V é o volume, N é o número de moléculas do gás, k é a chamada constante de Boltzmann (k = 1, J/K) e T, a temperatura do gás Pressão de radiação Sabemos que a radiação eletromagnética é formada por pequenos pacotes de energia que são chamados de fótons e que cada um deles possui uma certa quantidade de movimento. Quando os fótons interagem com algum objeto, eles podem transmitir essa quantidade de movimento, e assim exercerem uma pressão sobre o objeto, chamada pressão de radiação. A pressão de radiação, no caso das estrelas, é gerada por causa da fusão nuclear (a ser discutida no capítulo 3), que libera radiação ao longo do seu processo. A pressão de radiação se relaciona à temperatura T por

122 107 onde a = 7, ergs/cm 3 K 4 é a constante de radiação. A partir de agora, toda vez que nos referirmos à pressão total gerada pela estrela estaremos considerando a soma da pressão do gás com a pressão da radiação. Em alguns casos a pressão do gás irá predominar sobre a pressão da radiação, em outros, o caso inverso. 1.7 Reações Termonucleares Na aula sobre a fonte de energia das estrelas, iremos detalhar melhor o que são reações de fusão nuclear e como elas ocorrem no interior das estrelas. Todavia, basta dizer que reações nucleares são aquelas onde há mudanças na massa do núcleo atômico, seja pela junção de dois núcleos (fusão) ou pela quebra de um núcleo em dois ou mais fragmentos (fissão). Nestes processos, pode haver liberação de energia, dependendo do caso. Para determinar se um processo nuclear libera energia quando ocorre ou necessita de energia para ocorrer, precisamos analisar um gráfico de energia de ligação nuclear para diferentes elementos. Essencialmente, esta energia representa o quanto de energia é necessária para quebrar um núcleo nos seus componentes, prótons e nêutrons. No entanto, quando falamos em fusão ou fissão, estamos lidando com núcleos já formados e o processo não envolve separar os componentes de um núcleo para remontá-lo na nova configuração. Desta forma, precisamos nos preocupar com a diferença em energia de ligação entre o(s) núcleo(s) do estado inicial e o(s) do estado final. Na figura (1.6) vemos o gráfico da energia de ligação por unidade de massa como função da massa do elemento. Este gráfico mostra um pico na região do ferro/níquel. Desta forma, quando há fusão nuclear, ou seja, quando dois elementos se juntam para formar

123 108 um de A maior, a diferença na energia de ligação será liberada na forma de energia. Se esta diferença for negativa, significa que precisamos fornecer energia para a reação de fusão ocorrer. Este último caso é exatamente o que ocorre para elementos à direita do pico do ferro: elementos de massa maior são menos ligados que seus vizinhos de massa menor. Assim, é o processo de fissão (quebra) que libera energia naturalmente. Já para os núcleos à esquerda do pico, é o processo de fusão que tipicamente liberará energia. Figura Energia média de ligação por unidade de massa em função da massa para diferentes elementos. Os elementos com maior energia de ligação são da família do ferro. Para elementos à esquerda do pico, a fusão nuclear libera energia. Já elementos à esquerda, liberam energia naturalmente pelo processo de fissão nuclear. Fonte: Teruya e Duarte, 2012

124 109 TEMA 2 COMO NASCEM AS ESTRELAS? 2.1 Meio Interestelar A região entre as estrelas de uma galáxia é chamada de meio interestelar (SOUZA, 2012). Ele é formado por gases e poeira, constituído principalmente por: HI (hidrogênio neutro), HII (hidrogênio ionizado), gás molecular (principalmente o H2), grãos de poeiras e outros elementos químicos. O meio interestelar da Via Láctea é composto de 10 a 15% por matéria visível da nossa Galáxia, onde a temperatura em algumas dessas regiões pode variar de alguns Kelvins, pouco acima do zero absoluto, até alguns milhões de Kelvins, tudo irá depender da presença ou não de alguma fonte de energia. A densidade típica varia de 1 a 10 átomos por cm 3, o que é extremamente rarefeita, ainda mais se comparada com a densidade do ar na Terra, que é da ordem de átomos/cm 3. Já a poeira interestelar corresponde por aproximadamente 1% do material interestelar. Ela pode absorver, reemitir e espalhar luz que incide nela. 2.2 Nebulosas e Nuvens Moleculares As estrelas formam-se dentro de concentrações relativamente densas de gás e poeira interestelar, conhecidas como nebulosas. As nebulosas estão imersas em regiões ainda maiores, conhecidas como nuvens moleculares, que são extremamente frias, com temperaturas da ordem de 10 a 20 K, portanto, temperaturas bem próximas do zero absoluto. Dentre os vários tipos de nebulosas, destacamos as nebulosas escuras e as de emissão.

125 110 As nebulosas escuras são chamadas assim porque são regiões tão densas de poeira, que impedem a passagem da luz visível (ou a maior parte dela) vinda de outras estrelas atrás delas. Um representante das nebulosas escuras é a nebulosa de Barnard 68, mostrada na Figura 2.1, nome esse em homenagem ao astrônomo americano Edward Emerson Barnard. Figura Nebulosa escura Barnad 68. Fonte: escura-barnard-68.html. Acesso: 23 de Novembro de Em contraposição a nebulosas escuras, existem as nebulosas de emissão, que são regiões formadas por gás e poeira interestelar que brilham em função da energia que recebem de estrelas próximas. Como exemplo, temos a nebulosa de Órion, mostrada na Figura 2.2.

126 111 Figura 2.2 -Nebulosa de Orion. Fonte: Acesso: 26 de dez. de Formação das Estrelas A formação estelar inicia-se quando as regiões mais densas das nuvens moleculares colapsam devido a ação de sua própria gravidade. Acredita-se que vários processos físicos internos ou externos podem dar início a essa contração gravitacional como, por exemplo, a interação de uma estrela nas proximidades da nuvem molecular; pela colisão entre duas nuvens moleculares ou pela explosão de uma estrela nas proximidades de uma nuvem molecular. Neste último caso, quando uma estrela explode, uma quantidade enorme de gás é lançada no espaço interestelar com alta velocidade. Se há uma nuvem molecular na região onde essa explosão acontece, ela poderá se tornar instável por causa da turbulência gerada. Durante o processo de contração, a nuvem molecular não o faz de modo inteiro, ou seja, dando origem a um único objeto. A parte da nuvem molecular que iniciou a contração fragmenta-se em dezenas,

127 112 centenas, ou até mesmo milhares de pequenas nuvens, cada uma contendo tipicamente de 10 a 50 massas solares. Quando temos um fragmento bem definido, isto é, com uma identidade própria e um campo gravitacional diferenciado do restante da nuvem molecular, chamamos esse objeto de protoestrela. Todos esses processos estão representados na Figura 2.3. Figura Formação das protoestrelas a partir da contração e fragmentação da nuvem molecular. Fonte: Chaisson e McMillan, Astronomy Today, 8 edição (2014) Durante a contração gravitacional da protoestrela, ocorre a transformação da energia potencial gravitacional em outras formas de energia, sendo que parte da energia aquece a protoestrela, enquanto que a outra é irradiada para fora dela, sob a forma de radiação infravermelha. Mais energia é liberada e transformada em energia cinética na região central, tornando assim esse espaço mais quente. Por causa da proximidade das partículas, devido a alta densidade nesta região, as colisões entre as elas ocorrem mais frequentemente, e assim haverá um aumento da temperatura e da pressão do gás. Com o passar do tempo, a densidade aumenta ainda mais e, com ela, a opacidade, que seria a dificuldade da radiação em sair da protoestrela. A radiação já não pode escapar livremente como antes. A temperatura e a pressão no interior da protoestrela começam a aumentar rapidamente.

128 113 Temos, então, duas forças atuando em sentidos contrários nesta esfera gasosa: a força exercida pela pressão do gás, que faz o gás se expandir, como se fosse um balão de ar quente sendo inflado, e a força gravitacional, que faz a esfera se contrair, puxando todas as suas partes para o centro, diminuindo o seu raio cada vez mais. Segundo a Lei da Gravitação Universal, a força de atração entre dois corpos é proporcional ao produto de suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância que as separa. Em linguagem matemática, teremos o seguinte: onde F representa a força gravitacional, G, a constante universal da gravitação (G=6, m 3 kg -1 s -2 ), M1 e M2, as massas dos corpos envolvidos e d, a distância entre eles. Se a temperatura no centro da protoestrela atingir cerca de 10 milhões de graus, iniciam-se as reações de fusão nuclear do hidrogênio em hélio. E somente quando ocorre a fusão nuclear, é que podemos dizer que se formou uma estrela. A pressão total equilibra a força da gravidade. Quando essas duas forças possuem o mesmo valor, dizemos que a estrela entrou em um equilíbrio hidrostático. Portanto, simplificadamente, podemos dizer que as estrelas nascem em nuvens moleculares, que começam a colapsar em consequência da atuação da força gravitacional. Essas nuvens, então, sofrem um processo de fragmentação e contração até que o centro dessas regiões, através da transformação de energia potencial gravitacional em energia cinética e térmica, se torne bastante quente. Quando as reações nucleares ocorrem, a contração gravitacional cessa, e neste momento temos o equilíbrio entre a força

129 114 gravitacional e a pressão de radiação, o chamado equilíbrio hidrostático. Nasce, enfim, uma estrela.

130 115 TEMA 3 - QUAL É A FONTE DE ENERGIA DAS ESTRELAS? Se, por algum cataclisma, todo conhecimento científico fosse destruído, e apenas uma frase pudesse ser passada às próximas gerações, qual afirmação conteria o máximo de informação no menor número de palavras? Creio que é a hipótese atômica, ou seja, que todas as coisas são feitas de átomos. Richard Feynman 3.1 Reações Nucleares Existem dois tipos de reações nucleares, a fissão e a fusão nuclear. A palavra fissão vem do latim fissio, que significa ato de quebrar, romper ou clivar. A fissão nuclear ocorre quando núcleos mais pesados são quebrados em núcleos menores e mais leves, acompanhado de uma liberação de energia durante o processo. Figura Fissão nuclear do Urânio. Fonte: %A3o%20Nuclear.png. Acesso: 10 de janeiro de A fusão nuclear, processo inverso da fissão nuclear, ocorre quando dois ou mais átomos leves se combinam para formar átomos mais pesados e maiores. Nesse processo também ocorre liberação de energia, até a produção de átomos de ferro.

131 Fusão Nuclear A principal fonte de energia das estrelas é a fusão nuclear, inicialmente, aquela onde quatro núcleos de hidrogênio se combinam para formar um núcleo de hélio. Todavia, para que as reações de fusão nuclear ocorram é necessário que a temperatura e a densidade nas estrelas sejam extremamente altas. Desta forma, os prótons terão energia cinética suficiente para permitir que eles se aproximem, e assim superem a repulsão elétrica existente entre eles. Lembre-se que as partículas com cargas elétricas iguais, ao se aproximarem, experimentam uma força elétrica de repulsão, como mostrado na Figura 3.2. Figura 3.2 Interação entre duas partículas com cargas iguais. Fonte: Chaisson e McMillan, Astronomy Today, 8 edição (2014) A temperatura no centro do Sol é de aproximadamente 1, K e a sua densidade de 1, kg/m 3, condições suficientes para que ocorra a fusão nuclear do hidrogênio. Porém, se Sol possui todas as condições para a ocorrência da fusão nuclear, porque ele não explode? Porque não libera toda essa energia de única vez? A resposta para isso está no fato de que a fusão nuclear, sob estas condições, é um processo lento. A velocidade média dos átomos de hidrogênio, no núcleo da estrela, é da ordem de m/s, enquanto que a velocidade necessária para vencer a barreira

132 117 colombiana 7 deve ser de m/s. Assim, outro fenômeno também deve acontecer para que a fusão nuclear entre em ação, este fenômeno é chamado de tunelamento quântico. 3.3 Tunelamento Quântico Uma barreira de potencial é uma região que possui uma energia potencial que impede a travessia de uma partícula de um lado para o outro, a não ser, é claro, que esta partícula tenha uma energia maior que a da barreira. O tunelamento quântico é o fenômeno no qual uma partícula consegue atravessar uma barreira potencial, mesmo que tenha uma energia menor que a barreira em questão. Segundo Tipler e Llewellyn, isto [...] significa que existe uma probabilidade finita de que a partícula representada pela função de onda seja encontrada do outro lado da barreira, embora classicamente não tenha energia suficiente para ultrapassa lá (2001, p.176). Para entendermos melhor o tunelamento quântico, vamos utilizar a seguinte analogia: Para um objeto ser lançado da superfície da Terra, sem autopropulsão, e sair dela, é preciso que ele atinja uma velocidade mínima, chamada de velocidade de escape. A barreira de potencial que impede a saída desse corpo é representada, neste caso, pela energia potencial gravitacional. E todos os corpos que não tenham uma energia cinética suficiente para atingir a velocidade de escape não conseguirão escapar da Terra. Entretanto, no mundo microscópio, e segundo as leis da mecânica quântica, existe a possibilidade de partículas escaparem ou atravessarem uma barreira potencial, mesmo que não tenham 7 A barreira colombiana é uma expressão utilizada para representar a força elétrica, repulsiva, existente entre duas partículas de cargas iguais.

133 118 energia necessária para isso. No nosso exemplo, existiria uma probabilidade não nula de um corpo escapar da Terra, e nunca mais voltar, com uma velocidade menor que a velocidade de escape. Um outro caso importante em que ocorre o tunelamento quântico, também conhecido como efeito túnel, é a emissão de partículas alfa por um núcleo atômico instável ou radioativo, ver Figura 3.3. Figura 3.3 Representação pictórica do fenômeno de tunelamento quântico. Fonte: jpg. Acesso: 12 de março de As partículas alfa são constituídas por dois prótons e dois nêutrons, ou seja, são núcleos de He. Quando um núcleo radioativo emite uma partícula alfa, ele diminui em duas unidades o seu número atômico e em 4 unidades o seu número de massa. Conforme o exemplo a seguir Classicamente seria impossível as partículas alfa escaparem do núcleo com uma energia menor que a altura da barreira coulombiana, contudo, devido ao efeito túnel isso se torna possível.

134 Cadeia Próton Próton As reações que ocorrem no interior das estrelas dependem de vários parâmetros, como: a massa da estrela, a temperatura da região central e a sua composição química inicial. Apesar de estrelas serem formadas com certa quantidade de hélio no seu interior, o fato de a repulsão coulombiana entre dois prótons ser menor que a repulsão entre dois núcleos de hélio faz com que a temperatura necessária para a fusão deste último seja maior. Desta forma, as estrelas iniciam sua vida com a fusão de hidrogênio. Discutiremos aqui as principais reações ou aquelas que possuem uma maior probabilidade de ocorrer. A primeira delas é a reação ou cadeia próton próton (p-p). Entretanto, existem três maneiras diferentes para a sua ocorrência, mas como já dissemos, apresentaremos aquela que possui uma maior probabilidade de acontecer. A cadeia p-p inicia-se com a colisão de dois prótons, que formam um núcleo de deutério, esse último é formado por um próton e um nêutron. Além disso, essa reação libera um pósitron, que é a antipartícula do elétron, com a mesma massa e spin, mas com carga elétrica contrária, e um neutrino. Todo esse processo pode ser visualizado na Figura 3.4. O pósitron recém formado colide com um elétron qualquer da estrela. Os dois, então, são aniquilados, e a energia de repouso deles é convertida em dois raios gamas. O deutério produzido colide com outro próton e assim eles formam um núcleo de 3 He (dois prótons e um nêutron). Se por acaso dois núcleos de 3 He se fundirem, após essa etapa teremos um núcleo de 4 He e a liberação de mais dois prótons, que poderão participar de outras fusões.

135 120 Figura Após a fusão entre dois prótons, teremos a formação de um átomo de deutério, junto com a emissão de um pósitron e um neutrino. Fonte: Adaptado de Adaptado de Chaisson e McMillan, Astronomy Today, 8 edição (2014). No balanço final da reação, temos 4 prótons sendo combinados para formar um núcleo de 4 He, 2e + e 2n, com liberação de energia em forma de radiação. O processo completo pode ser visto na Figura 3.5. Figura 3.5 Cadeia próton próton completa. Fonte: Adaptado de Chaisson e McMillan, Astronomy Today, 8 edição (2014).

136 Ciclo Carbono Nitrogênio Caso uma estrela seja formada originalmente por hidrogênio e hélio, ela só poderá realizar a fusão nuclear através da cadeia prótonpróton. Todavia, existem inúmeras estrelas que são formadas em nuvens moleculares com uma grande quantidade de metais 8. Esses metais são o resultado de estrelas velhas, que lançaram parte do seu material produzido ao longo do seu processo de evolução para o meio interestelar, quando morrem, ver capítulo 6. Nessas circunstâncias, outro tipo de reação nuclear pode ocorrer, que é o ciclo carbono-nitrogênio, ou ciclo CNO, representado pelas equações abaixo: O termo ciclo refere-se ao fato de que o carbono participa inicialmente da reação e é recuperado na última, como um dos produtos finais dela, basta verificarmos as equações 3.1 e 3.6, servindo com um catalisador na reação. Com menor probabilidade de ocorrência, uma sequência de reações na qual o nitrogênio serve como catalisador também pode ocorrer. 8 Na astronomia, um metal refere-se a todos os elementos químicos que não são o hidrogênio ou o hélio.

137 122 A cadeia p-p e o ciclo CNO ocorrem simultaneamente, mas normalmente um predomina sobre o outro. A condição que irá definir qual deles irá se sobressair em relação ao outro será a temperatura na região central da estrela, conforme a Figura 3.6. Figura 3.6 Taxa de produção de energia, para a cadeia p-p e para o ciclo CNO, no centro da estrela. Fonte: Acesso em: 03 de Março de A Massa Desaparecida Na seção anterior discutimos as principais reações nucleares que ocorrem no interior das estrelas, quando elas estão na sua etapa inicial. Se observarmos com atenção a Figura 3.5, que corresponde a cadeia p-p, perceberemos que para a formação de um núcleo de hélio-4, são necessários 4 prótons. Antes de continuarmos, vamos fazer algumas contas? A reação descrita pode ser simbolizada da seguinte maneira:

138 123 4 prótons 1 hélio + 2 neutrinos + energia A massa de um próton, em unidade atômica (u=1, kg), é mp = 1,00828 u. Como são necessários 4 prótons para que a reação aconteça, a massa inicial será igual a 4 vezes a massa de um próton, ou seja, 4,0324 u. Por outro lado, a massa final após a reação é igual a massa do núcleo de hélio, que é de 4,0039 u. Mas perceba, a massa final é menor que a massa inicial, o que gera uma certa estranheza, pois a massa deveria se conservar, não? Esta diferença equivale a 0,7% da massa do núcleo de hélio formado. Porém, o que aconteceu com a massa que está faltando nessa reação? 3.7 Energia-Massa, E = m.c 2 Seguramente de todas as equações da ciência, E = mc 2 é uma das mais conhecidas pelas pessoas, o que não implica dizer que elas compreendam o seu real significado ou contexto no qual foi elaborada (VIEIRA et al, 2004). Ela significa que, se um dado sistema ganha uma quantidade de energia E, sua massa aumenta de uma quantidade dada por E/c 2 e, inversamente, se um dado sistema perde uma quantidade de energia E, sua massa fica diminuída de uma quantidade dada por E/c 2. Nesse contexto, c representa a da velocidade da luz no vácuo. Em outras palavras, existe uma equivalência entre massa e energia, representada na Figura 3.7, isto é, massa e energia seriam duas faces da mesma moeda, e c 2 seria um fator de conversão entre as unidades da massa e unidades de energia.

139 124 Figura 3.7 Representação pictórica da relação entre massa e energia. Fonte: < Num_Recordset1Fisica=195&totalRows_Recordset1Fisica=226&123=196>.Acesso em: 18 de Agosto de 2015 Portanto, a diferença de massa entre a massa inicial e a final da reação nuclear da cadeia próton-próton, bem como nas outras cadeias e ciclos, é liberada em forma de energia no instante que os quatro prótons se juntam para formar o núcleo de hélio (PEREIRA et al, 2003). É devido a esse processo que as estrelas conseguem gerar a energia necessária para resistir ao colapso gravitacional.

140 125 TEMA 4 - CARACTERÍSTICAS DAS ESTRELAS 4.1 Luminosidade A luminosidade de uma estrela é a quantidade de energia total que ela emite por unidade de tempo em todas as direções, isto é, ela pode ser compreendida como a potência luminosa de uma estrela. As estrelas em geral são aproximadamente isotrópicas, o que significa que emitem energia igualmente em todas as direções. O Sol, por exemplo, tem luminosidade de Joules por segundo (ou Watts). Para as outras estrelas, medimos a sua luminosidade, em função da luminosidade do Sol (L, o símbolo refere-se ao Sol). A estrela Betelgeuse, por exemplo, tem luminosidade de 10 4 L, ou seja, ela é mil vezes mais luminosa que o Sol. A luminosidade é uma grandeza intrínseca, mas não estática, das estrelas e depende principalmente de dois parâmetros: seu raio e sua temperatura superficial. Mas será que a Terra recebe toda essa luminosidade do Sol? Antes de respondermos essa pergunta, temos que entender o que acontece com a luminosidade quando nos afastamos de uma fonte Magnitude, o brilho das estrelas Magnitude aparente Quando olhamos para o céu noturno, notamos que existem diversas estrelas com brilhos diferentes, desde aquelas com brilhos intensos até aquelas com um brilho bem tênue. A partir desta constatação, algumas questões podem surgir em nossa mente, como: será que as estrelas que possuem um maior

141 126 brilho, são aquelas que estão mais próximas da Terra? As maiores estrelas são aquelas que brilham mais intensamente? Uma estrela pequena pode ter um brilho maior que uma estrela grande? Uma das primeiras pessoas a desenvolver uma metodologia para estudar o brilho das estrelas foi Hiparco ( a.c.), um dos maiores astrônomos da Antiguidade. O seu trabalho é considerado a primeira tentativa de catalogar a posição das estrelas no céu noturno e o seu brilho aparente. Para fazer isso, Hiparco utilizou somente a visão, já que o primeiro instrumento ótico só iria aparecer muito tempo depois. Com grande acuidade visual, o grego classificou o brilho de aproximadamente 850 estrelas, em seis categorias diferentes, que chamou de grandezas. Para ele, o brilho de uma estrela era diretamente proporcional ao seu tamanho, logo as maiores estrelas seriam aquelas com o brilho maior. Tal argumento estava pautado na concepção de mundo que os gregos tinham antigamente, já que para eles as estrelas se encontravam todas a mesma distância da Terra, fincadas na abóboda celeste. No sistema de Hiparco, as estrelas de primeira grandeza seriam as mais brilhantes, seguidas pelas estrelas de segunda grandeza, e assim sucessivamente, até chegar a estrelas de sexta grandeza, as mais fracas visíveis a olho nu. Anos mais tarde, por volta do século XVII, usando uma luneta, Galileu Galilei ( ) resolveu expandir o sistema de classificação das estrelas elaborado por Hiparco para incluir estrelas de 7 grandeza, que agora podiam ser observadas. Em decorrência desta subjetividade para classificar o brilho aparente das estrelas, inúmeros problemas começaram a surgir na comunidade astronômica, pois uma mesma estrela poderia ser

142 127 classificada em mais de uma grandeza 9, principalmente as estrelas com menor brilho. Tudo dependeria, enfim, do ponto de vista do astrônomo que estivesse realizando a observação. Neste contexto, surge a figura de Norman Robert Pogson ( ) que propôs que uma estrela de 1 magnitude seria aproximadamente 100 vezes mais brilhante que uma estrela de 6 magnitude. Como a diferença de 5 magnitudes corresponde a um fator 100 de brilho, temos que. Nesse raciocínio uma estrela de 1 magnitude seria 2,512 vezes mais brilhante que uma de 2 magnitude, que por sua vez seria 2,512 mais brilhante que uma de 3 magnitude e assim até chegarmos a uma estrela de 6 magnitude. A expressão que determina a magnitude aparente de uma estrela é representada pela seguinte equação (4.1) Segundo essa equação, m significa a magnitude aparente, F, o fluxo recebido e c uma constante, que é o zero da escala. Como referência, utiliza-se a estrela Vega, com magnitude aparente de 0,0. Objetos que são mais brilhantes que Vega receberam magnitude aparente negativas. Alguns exemplos de magnitudes aparentes são: Sol = -26.7, Lua Cheia = -12.8, Vênus = -4.4, Netuno = 7.8, Sirius = Como podemos notar, a escala de magnitude aparente contém valores positivos, representando os corpos com brilhos mais fracos, e também valores negativos, que representam os objetos mais brilhantes do cosmo. 9 Atualmente não se utiliza mais a expressão grandeza, ela foi substituída por magnitude.

143 128 A Tabela 1, apresenta as estrelas mais brilhantes do céu noturno e em quais constelações elas se encontram, bem como o valor da sua magnitude aparente para um observador terrestre. Tabela 1 - As 20 estrelas mais brilhantes do céu para um observador terrestre. Nome m (magnitude aparente) Constelação Sirius -1,44 Canis Major Canopus - 0,63 Carina Alfa do Centauro - 0,01 Centaurus Veja + 0,03 Lyra Capella +0,08 Auriga Arcturus Bootes Rigel Orion Procyon Canis Minor Achernar Eridanus Betelgeuse Orion Hadar Centaurus Altair Aquila Aldebaran Taurus Spica Virgo Antares Scorpius Pollux Gemini Fomalhaut Piscis Australis Acrux Crux Mimosa Crux Deneb Cygnus Fonte: Bretones, Magnitude absoluta Para apresentarmos o conceito de magnitude absoluta, considere a Figura 4.1 e pense na seguinte questão: Quais lâmpadas possuem o maior brilho?

144 129 Figura Iluminação pública de uma cidade, onde as lâmpadas mais próximas possuem o mesmo brilho intrínseco que aquelas mais ao fundo. Fonte: Acesso: 02 de Agosto de 2015 Inicialmente, somos tentados a dizer que as lâmpadas mais próximas ao plano de observação têm um brilho maior, e isto é verdade para o brilho aparente. No entanto, todas possuem o mesmo brilho intrínseco, e essa impressão inicial é provocada porque elas estão a distâncias diferentes. Assim, a lâmpada acesa deve emitir de forma isotrópica, ou seja, a mesma quantidade de luz em todas as direções, formando uma espécie de esfera de luz em torno da fonte. Ao percorrer a distância entre a lâmpada (emissor) e nós (receptor), caso não haja nada no caminho que bloqueie parte da luz, a energia emitida será espalhada igualmente sobre essa esfera e será conservada. Quanto maior a distância, menor o fluxo de luz que chega a uma superfície de mesma área, como pode ser observado na Figura 4.2. Ao dobrar a distância, a área aumenta por um fator de 4, o que leva a uma diminuição do brilho aparente por 4, ao triplicar a distância, por um fator de 9 e assim por diante.

145 130 Figura 4.2 Fluxo de luz que atinge uma superfície de mesma área (representada por cada quadrado) de uma fonte de luz S que emite isotropicamente. Conforme nos afastamos da fonte, a área da superfície esférica que a engloba aumenta e, por conservação de energia, o fluxo a atingir um quadrado passa a ser menor. Fonte: Wikipedia Commons. A relação, então, entre o fluxo luminoso, F, e a distância r do observador à fonte de luminosidade intrínseca L pode ser escrita como (4.2) Em consequência disso, para estudarmos o brilho das estrelas temos que considerar as distâncias que elas estão em relação à Terra. A magnitude absoluta, representada pela letra M, pode ser definida como a magnitude que a estrela teria se estivesse localizada a uma distância padrão de 32,6 anos-luz ou 10 parsec 10. A magnitude é determinada pela equação (4.3) 10 Para medidas de distâncias astronômicas, que são muito maiores do que aquelas com as quais estamos acostumados em nosso dia-a-dia, é mais adequado o uso de unidades diferentes daquelas do sistema internacional de unidades. As mais utilizadas são: unidade astronômica (UA), que é a distância média entre a Terra e o Sol e equivale a 1, m, o ano-luz, que é a distância percorrida pela luz em um ano no vácuo, equivalente a 9, m, e o parsec (pc), que corresponde a uma paralaxe anual estelar de 1 segundo de arco, e equivale a 3, m.

146 131 onde F é o fluxo luminoso e c, uma constante. por: A diferença entre a magnitude aparente e a absoluta é dada Essa diferença entre as magnitudes é chamada de módulo de distância. Assim, se conhecemos a magnitude aparente de uma estrela, bem como a sua magnitude absoluta, poderemos calcular a sua distância em relação à Terra. sendo que a distância d será dada em parsec. 4.3 Tempo de vida das estrelas As estrelas não são eternas e o Sol, sendo uma estrela, também irá morrer algum dia. Até lá, se ainda existir a humanidade, teremos que encontrar um novo lar. Na medicina uma pessoa é considerada morta biologicamente quando ocorre a sua morte cerebral, mesmo que o coração continue pulsando; já no caso das estrelas, morrer significa que elas não realizam mais a fusão nuclear em seus interiores. Basicamente o tempo de vida de uma estrela depende da quantidade de energia que ela tem disponível e da taxa com a qual consume essa energia. O tempo de vida de uma estrela depende da sua massa. Sendo assim, pense na seguinte questão: Qual estrela terá um tempo de vida maior: as estrelas de pequena ou grande massa?

147 132 Se deixamos o nosso senso comum atuar, a resposta para essa questão será: as estrelas de grande massa, pois quanto maior a sua massa, maior será a sua reserva de combustível e, consequentemente, maior será o seu tempo de vida. Reposta errada. Não podemos esquecer que quanto maior a massa de uma estrela, mais intensa é a força gravitacional atuando sobre a ela e, assim, mais energia ela terá que gerar para evitar o colapso gravitacional. Diante disso, o correto seria dizer que quanto maior a massa de uma estrela, mais rápido ela consumirá a sua energia, e uma sequela disso é que terá um tempo de vida menor. Para entendermos melhor esse processo vamos utilizar uma analogia. Os carros mais antigos em sua maioria tinham grandes tanques para armazenar a gasolina, entretanto, eram aqueles que mais gastavam combustível, na linguagem do dia a dia, eram os beberrões. Com o desenvolvimento da tecnologia temos atualmente os carros mais econômicos, que gastam menos gasolina, só que possuem tanques menores. Os carros antigos podem ser comparados com as estrelas massivas e os carros mais modernos com as estrelas de menor massa. As estrelas permanecem mais de 90% das suas vidas no seu primeiro estágio de vida, chamado de sequência principal, convertendo hidrogênio em hélio. E como essa é uma das fases mais estáveis dela, isto é, as suas propriedades não sofrem grandes variações, seria interessante determinar quanto tempo ela permanece nessa fase. De forma aproximada, a equação (4.6) nos informa quanto tempo uma estrela permanece na sequência principal:

148 133 considerando que M é a massa da estrela em questão, M é a massa do Sol e é o tempo que a estrela permanecerá na sequência principal. Exemplo 1: Qual será o tempo de vida na sequência principal para uma estrela de 20 massas solares? O tempo de vida do Sol, na sequência principal, é da ordem de 10 bilhões de anos. O exemplo 1 em conjunto com os dados da Tabela 2, demonstram numericamente aquilo que já dissemos anteriormente: estrelas de grande massa vivem menos ou evoluem mais rapidamente. Tabela 2 - Tempo de vida na sequência principal para estrelas de diferentes massas Massa (M ) Tempo na sequência principal Fonte: Comins e Kaufmann (2010)

149 Temperatura, composição química e impressão digital cósmica Se colocarmos uma barra de ferro no fogo, ela começará a esquentar e, consequentemente, a sua temperatura irá aumentar gradativamente. Depois de certo tempo, observaremos que uma luz avermelhada começará a ser emitida pela barra de ferro. Se continuarmos esquentando, a sua cor avermelhada será substituída por uma cor alaranjada, acompanhada de um brilho intenso. À medida que a temperatura for aumentando, teremos uma cor amarelada, depois branco-amarelada e, por fim, branca. Se mantivermos todo esse processo, e se a barra for suficientemente resistente para não sofrer uma fusão, ela exibirá, finalmente, um tom azulado e um brilho muito mais intenso que nas outras situações. Concluímos com esse exercício de pensamento que deve existir uma correlação entre a cor do objeto e a sua temperatura. A lei que demostra essa dependência é chamada de Lei de Wien Lei de Wien A lei de deslocamento de Wien estabelece que o comprimento de onda para o qual a energia emitida é máxima é inversamente proporcional à temperatura. O físico alemão Wilhelm ( ) expressou essa relação através da seguinte equação matemática: sendo que o valor 2, mk é uma constante de proporcionalidade, chamada de constante dispersão de Wien,, o comprimento de

150 135 onda máximo, medido em metros, e T, a temperatura medida em Kelvin (K). Uma estrela com uma temperatura superficial da ordem de K terá o seu pico de emissão na região do comprimento de onda do ultravioleta, o que significa dizer que a maior parte da sua radiação é emitida nessa faixa. Dessa forma, ela aparecerá no céu como uma estrela azulada. Figura 4.3 Espectro de emissão de uma estrela com temperatura superficial de K. Note o pico de emissão na região do ultravioleta. Fonte: Adaptado de Comins e Kaufmann. Descobrindo o Universo, 8 Edição, Em contrapartida, uma estrela com uma temperatura superficial de 3000 K possui o seu pico de emissão na faixa do infravermelho, logo terá um tom avermelhado quando vista no céu.

151 136 Figura Espectro de emissão de uma estrela com temperatura superficial de 3000 K. Note o pico de emissão na região do infravermelho. Fonte: Adaptado de Comins e Kaufmann. Descobrindo o Universo, 8 Edição, O Sol e outras estrelas, como a estrela Regalus, possuem uma cor amarelo esbranquiçada, pois o seu pico de emissão encontra-se na faixa do amarelo e do verde. Figura 4.5 Espectro de emissão de uma estrela com temperatura superficial de 5800 K. Note o pico de emissão na região do visível. Fonte: Adaptado de Comins e Kaufmann. Descobrindo o Universo, 8 Edição, 2010.

152 137 Portanto, apesar de contrariar o nosso senso comum, uma estrela azul é mais quente do que uma estrela branca, e uma estrela vermelha é menos quente do uma estrela branca. De outro modo, as temperaturas superficiais das estrelas azuis são maiores que as temperaturas superficiais de estrelas vermelhas. 4.5 Composição química O filósofo francês Auguste Comte ( ) foi um dos fundadores do positivismo, corrente filosófica que defendia a ideia de que o conhecimento científico era a única forma de conhecimento verdadeiro. Em um dos seus discursos, entre os anos de , Comte, afirmou o seguinte: Quanto às estrelas, todas as investigações que não podem ser reduzidas a simples observações visuais são necessariamente negadas a nós. Enquanto podemos conceber a possibilidade de determinar suas formas, seus tamanhos, e seus movimentos, nós nunca seremos capazes por qualquer meio de estudar sua composição química ou sua estrutura mineral... Nosso conhecimento concernente à seus envoltórios gasosos é necessariamente limitado a sua existência, tamanho... e poder refrativo, e não seremos capazes de modo algum de determinar sua composição química ou mesmo suas densidades... Eu considero qualquer noção concernente à verdadeira temperatura média das muitas estrelas como para sempre negadas a nós. Augusto Comte no Discurso da Filosofia Positiva ( ) Para Comte os parâmetros estelares como a temperatura, a densidade e a composição química nunca seriam conhecidos pela humanidade, por causa da enorme distância que nos separa das estrelas. Porém, Comte estava errado. Atualmente temos uma imensa base de dados, sobre a temperatura e a composição química de várias estrelas. Mas como sabemos de todas essas informações?

153 Contexto Histórico O físico e matemático Isaac Newton, que é conhecido por causa dos seus trabalhos ligados às leis da Dinâmica e da Gravitação Universal, também teve importantes contribuições para o estudo sobre a natureza da luz. Em um dos seus experimentos, Newton fechou a porta e as janelas de seu quarto, para que fazer com que o ambiente ficasse totalmente escuro, e fez um pequeno buraco em sua janela, para que uma determinada quantidade de luz solar pudesse entrar. Em seguida posicionou um prisma triangular na frente do feixe de luz que entrava pela fresta, e observou que uma faixa colorida de luz era projetada sobre um anteparo, conforme a Figura 4.6. Figura Experiência sobre decomposição da luz ao passar por um prisma. Fonte: Acesso: 27 de Novembro de 2015 A explicação desse fenômeno, segundo Newton, era que a luz branca era formada por raios de todas as cores e o prisma fazia com esses raios ou componentes da luz branca fossem separados.

154 139 O astrônomo William Herschel ( ), em 1800, utilizou um prisma de vidro para decompor a luz solar e mediu a temperatura das diferentes cores do espectro solar. O resultado observado foi que a temperatura do mercúrio aumentava à medida que se aproximava do vermelho e, realizando medidas de temperatura na região após o vermelho, encontrou valores ainda maiores. A radiação invisível que provocava este efeito foi então denominada de infravermelho. No início do século XIX, William Hyde Wollaston ( ), repetindo a experiência de Newton, observou que sobre o espectro colorido apareciam algumas linhas escuras. Wollaston argumentou que essas linhas escuras eram na verdade o limite das cores do espectro solar. As linhas escuras observadas por Wollaston foram estudadas pelo construtor de lentes e instrumentos óticos, Joseph Von Fraunhofer ( ). Ele contabilizou 574 linhas escuras no espectro solar, que posteriormente seriam conhecidas como linhas de Fraunhofer. Atualmente já foram detectadas mais de 30 mil linhas. Fraunhofer afirmou que as linhas escuras seriam uma propriedade do espectro solar e não um defeito ou interferência do equipamento utilizado. Ele analisou também o espectro da Lua e de alguns planetas, mas o que mais chamou a sua atenção foi o fato que os espectros de outras estrelas eram diferentes do espectro do Sol. Figura 4.7 Linhas de Fraunhofer.

155 140 Fonte: Acesso: 11 Janeiro de 2016 John Herschel ( ), ao estudar a combustão de algumas substâncias, inferiu que cada uma delas apresentava uma série de linhas brilhantes e com certos padrões definidos. Assim, chegou à conclusão que essas linhas poderiam indicar a presença de uma determinada substância em um material complexo. Porém as pesquisas nessa área só começaram a ser aprofundadas mais tarde, com a colaboração de dois cientistas alemães. Em 1856, o químico alemão Robert Wilhelm Bunsen ( ) aperfeiçoou o queimador de gás (ou bico de Bunsen), cuja vantagem era a de ter uma chama incolor. O propósito de Bunsen era estudar a coloração emitida por certos elementos químicos quando colocados sobre a chama de gás. A chama incolor possibilitava que as substâncias em combustão fossem identificadas pela cor com maior precisão. Em colaboração com Gustav Robert Kirchhoff ( ) e com base nos resultados obtidos por Herschel, Bunsen e Kirchhoff utilizaram diversos vapores de diferentes elementos químicos e compararam os espectros obtidos. No final, observaram que cada um deles apresentava certos padrões de linhas brilhantes, isto é, cada elemento químico gerou uma série de linhas diferentes, com comprimento de onda bem específico. A Figura 4.8 mostra alguns exemplos. Os espectros da Figura 4.8 são chamados de espectro de linhas de emissão, sendo que cada elemento químico produz seu próprio e único conjunto de linhas espectrais. Portanto, podemos identificar um elemento químico presente em uma amostra, por exemplo, estudando o espectro obtido e identificando a posição das linhas.

156 141 Figura Espectros de emissão do hidrogênio, sódio, hélio, neônio e mercúrio. Fonte: Acesso: 26 de Novembro de Bunsen e Kirchhoff registraram os espectros de emissão da maioria dos elementos químicos conhecidos na época. Entre os anos de , analisando águas minerais das fontes localizadas em Durkheim, na Alemanha, descobriram dois novos elementos químicos. Eles encontraram linhas azuis no espectro de emissão do material analisado que não correspondiam a nenhum elemento químico conhecido, e o denominaram de césio, que vem do latim caesius, azul-celeste. Posteriormente, eles identificaram um outro elemento que produzia linhas vermelhas intensas no espectro de emissão. Da palavra latina rubidus, da cor de rubi, surgiu o nome do elemento rubídio. Durante alguns experimentos, Kirchhoff descobriu que duas linhas escuras presentes no espectro solar, conhecidas como linhas D por Fraunhofer, coincidiam com as mesmas linhas do espectro de emissão do sódio.

157 142 Após uma série de experiências, ele chega à conclusão de que as linhas de emissão de um gás correspondem exatamente aos mesmos comprimentos de onda das linhas de absorção desse mesmo gás, como pode ser observado na Figura 4.9. Figura (1) Espectro de emissão do Hidrogênio e (2) espectro de absorção do Hidrogênio. Fonte: Adaptado de Comins e Kaufmann.Descobrindo o Universo, 8 Edição. Com os resultados obtidos, Kirchhoff sistematiza todo o conhecimento adquirido nesta área em forma de três leis, são elas: Um corpo opaco quente, em qualquer um dos três estados físicos, emite um espectro contínuo; Um gás transparente (pouco denso) produz um espectro de emissão, com o aparecimento de linhas brilhantes. O número e a posição dessas linhas serão determinados pelos elementos químicos presentes no gás; Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras, ou seja, será formado um espectro de absorção. Na Figura 4.10 é apresentada uma parte do espectro de absorção do Sol e também o espectro de emissão do ferro. Aqui é importante chamar a atenção para o fato de que as linhas escuras no

158 143 espectro de absorção são equivalentes às linhas brilhantes no espectro de emissão do Ferro. Assim, podemos inferir que existe um pouco de Ferro na atmosfera Solar. Figura 4.10 Acima temos uma parte do espectro de absorção do Sol e abaixo o espectro de emissão do Ferro. A coincidência das linhas indica a presença de um pouco de Ferro na atmosfera do Sol. Fonte: Adaptado de Comins e Kaufmann. Descobrindo o Universo, 8 Edição, Por causa dessas descobertas, agora temos condições de estudar e saber qual é a composição química da atmosfera das estrelas Espectroscopia O procedimento realizado por Newton para decompor a luz solar ainda é utilizado atualmente para analisar o espectro da luz, emitido por diversos materiais e também pelas estrelas. Tal procedimento ou técnica é chamado de espectroscopia. A espectroscopia é o estudo da luz através de suas componentes. Para obter o espectro, por exemplo, de uma estrela, fazemos a sua luz passar por uma fenda e a direcionamos para um prisma, ou por algum outro dispositivo que decomponha essa luz em seus diferentes comprimentos de onda, como uma rede de difração. Comparando o espectro de emissão da estrela com o espetro de um determinado elemento químico podemos saber se ele está presente ou não na atmosfera da estrela

159 Massa das Estrelas De todas as propriedades das estrelas, a massa é um dos mais importantes. Através dela podemos compreender como uma estrela evolui ao longo do tempo ou como será o seu destino final. Em compensação é um dos parâmetros mais difíceis de serem medidos. Só podemos determinar a massa de uma estrela de forma direta se ela estiver associada em um sistema binário ou múltiplo Estrelas binárias Mais da metade das estrelas que observamos no céu não estão sozinhas. Elas fazem parte de sistemas de estrelas, formados por duas ou mais estrelas. Em sistemas binários as estrelas estão interagindo gravitacionalmente e não necessariamente orbitam uma em torno da outra, mas sim, em torno de um centro comum, definido como o centro de massa do sistema. O centro de massa é localizado em uma linha imaginária que liga os centros de cada estrela e que atua como se toda a massa estivesse localizada ali e toda a força externa fosse aplicada neste ponto. Sua localização dependerá do valor da massa de cada uma delas. Se a massa de uma estrela for muito maior que a da sua companheira, o centro de massa delas estará próximo do centro da estrela massiva. Nesta situação, poderemos afirmar que uma delas está girando em torno da outra, como na Figura 4.11.

160 145 Figura Localização do centro de massa de um sistema binário em que uma das estrelas (M1) é muito mais massiva que a outra (M2). Se a medida das massas das estrelas não forem muito diferentes, como na Figura 4.12, o centro de massa do sistema estará localizado quase no ponto médio entre as duas, porém mais perto da estrela de maior massa. Figura O centro de massa do sistema está localizado no eixo imaginário que une o centro das duas estrelas, em um ponto, que está mais próximo da estrela de maior massa.

161 146 As estrelas binárias são classificadas de acordo com o método utilizado para a sua detecção. Existem estrelas binárias: visuais, astrométricas, eclipsantes e espectrométricas Estrelas Binárias Visuais É o sistema onde as duas estrelas estão suficientemente separadas para serem resolvidas, isto é, elas podem ser identificadas individualmente. Na Figura 4.13, podemos perceber que as órbitas das estrelas são elipses. Com base na 3 lei de Kepler, podemos determinar a massa total desse sistema binário: Aqui, M1 e M2, correspondem às massas das estrelas, a é o comprimento do semieixo principal da elipse e, por fim, P é o período orbital. Figura As estrelas visuais com massas M1 e M2 estão girando em torno do centro de massa. Fonte: Adaptado de Acesso: 18 de Outubro de 2015.

162 147 Para descobrir a massa de cada estrela é necessário saber a distância r de cada uma em relação ao centro de massa do sistema. Dessa maneira teremos que:

163 148 TEMA 5 DIAGRAMA HERTZSPRUNG RUSSELL 5.1 INTRODUÇÃO No ano de 2013, a Agência Espacial Europeia (ESA), lançou a missão espacial Gaia, que significa Global Astrometric Interferometer for Astrophysics (Interferômetro Astrométrico Global para Astrofísica, tradução livre), com o objetivo de fazer o maior e mais preciso mapa tridimensional da galáxia. A área a ser mapeada corresponde a cerca de um bilhão de estrelas da Via Láctea que, embora pareça gigantesca, só representa 1% de todas as estrelas nela contidas. Os dados obtidos permitirão aos astrônomos investigar e responder a uma série de importantes questões sobre a origem, estrutura e história evolutiva de nossa galáxia. O satélite foi lançado no European Spaceport, em Kourou, na Guiana Francesa, e está previsto para operar durante cinco anos. Enquanto isso registra a posição, o brilho e a cor de cada objeto celeste visível e dentro do seu campo de visão, de forma repetida. Assim será possível determinar a distância, a velocidade e variações do brilho de diversas estrelas, sendo que com essa última informação seremos capazes de dizer se esses objetos possuem algum companheiro próximo. Para Teixeira (2013, p.1), a contribuição da missão é [...]muito mais ampla tendo implicações cosmológicas importantes e consequências na descrição física dos fenômenos naturais. O grande segredo do Gaia é a precisão com que consegue medir a posição dos astros no céu. O erro cometido pelo Gaia ao medir a distância angular entre duas estrelas é menor do que uma medalhinha de pescoço na Lua quando vista da Terra. Outras questões que podem ser investigadas com a missão Gaia, são: a detecção de outros planetas, estudo das anãs marrons, a

164 149 evolução estelar e fazer testes sobre Teoria da Relatividade Geral de Einstein. Gaia não foi a primeira missão espacial astrométrica 11, porque no ano de 1989, a mesma agência lançou Hipparcos. Esse satélite mapeou as posições de várias estrelas e gerou um catálogo primário com aproximadamente 120 mil estrelas, e um secundário, intitulado Tycho, com mais de 2 milhões de estrelas, cujas posições foram determinadas com menos precisão. Figura Imagem da Via Láctea feita pelo satélite Gaia Créditos: ESA/Gaia/Edmund Serpell Estes dados são agora amplamente utilizados por toda a comunidade astronômica, mas desde o começo do século 20 que os astrônomos de debruçam sobre diversas informações das estrelas para poder compreender a estrutura e evolução. 11 A Astrometria é um ramo da Astronomia que estuda a posição dos objetos celestes.

165 Diagrama H R Um dos primeiros astrônomos a reunir várias informações sobre as principais características das estrelas, em forma de um gráfico, foi Ejnar Hertzsprung ( ), mostrado na Figura 5.2. Figura Ejnar Hertzsprung. Fonte - Acesso: 15 de Dezembro de 2015 Hertzsprung, em 1911, elaborou um gráfico da luminosidade das estrelas em função da sua temperatura superficial e verificou que as estrelas não tinham uma distribuição aleatória, mas se agrupavam em certas regiões bem definidas, principalmente uma que se estendia entre o canto superior esquerdo até o canto inferior direito. Anos depois, em 1914, o astrônomo americano Henry Norris Russell, Figura 5.3, de forma independente e com outro grupo de estrelas, descobriu a mesma regularidade de distribuição das estrelas.

166 151 Figura Henry Norris Russel Fonte: Acesso: 07 de Novembro de Por causa das contribuições de Hertzsprung e Russell, o gráfico que associa a luminosidade em função da temperatura superficial de uma estrela é chamado de diagrama Hertzsprung-Russell ou, abreviadamente, diagrama H-R. 5.3 O que é o Diagrama H R? O diagrama H R é uma ferramenta muito utilizada pelos astrônomos, pois revela as relações e as diferenças entre as estrelas, funcionando basicamente como um retrato estelar, onde encontramos estrelas de idades diferentes e em diferentes fases. Em outras palavras é uma maneira de se compreender o ciclo evolutivo de uma estrela. Na Figura 5.4, temos o diagrama H R com algumas estrelas mais conhecidas.

167 152 Figura Diagrama H-R com as estrelas mais conhecidas. Fonte: Adaptado de Acesso em 20 de Janeiro de No eixo vertical podemos representar a luminosidade (em função da luminosidade do Sol) ou a magnitude absoluta. Neste caso, estrelas mais luminosas estão mais acima no Diagrama H R, e as menos luminosas, mais abaixo. Observe que a estrela Spica possui uma luminosidade maior que a Próxima Centauri, da mesma forma que a estrela Polaris tem uma luminosidade maior que o Sol. No eixo horizontal, outros parâmetros como a temperatura superficial, tipo espectral ou índice de cor são usados. Os valores aumentam da direita para esquerda, diferente da convenção adotada na maioria dos gráficos.

168 153 Assim Spica possui uma temperatura maior que Rigel, que possui uma temperatura maior que a estrela Betelgeuse. Ao combinarmos as informações tanto do eixo vertical quanto aquelas do eixo horizontal do diagrama, podemos chegar à seguinte conclusão: Uma estrela posicionada no canto superior esquerdo é brilhante e quente, já outra no canto superior direito é brilhante e fria. No canto inferior esquerdo do diagrama temos estrelas pouco brilhantes e quentes e por fim no canto inferior direito estrelas pouco brilhantes e frias. A Figura 5.5 foi elaborada pelo próprio Russel, e publicada na revista Nature no ano de Figura 5.5 Diagrama publicado por Russel, em Nature, 93, 252 (1914) Fonte: Acesso em 17 de Outubro de Russel constatou que a maioria das estrelas se concentravam em três regiões: a primeira e mais populosa, que se estendia do canto superior esquerdo do gráfico até o seu canto inferior direito, foi chamada de sequência principal.

169 154 As estrelas vivem a maior parte de suas vidas nesta fase, caracterizada por sua estabilidade: as estrelas estão em equilíbrio hidrostático, realizando a fusão nuclear do hidrogênio em hélio. Note que no diagrama H R, a sequência principal não é apenas uma linha traçada sobre ele. Na verdade, ela é uma banda ou uma faixa larga que percorre diagonalmente o diagrama. O fator que determina onde uma estrela se localiza na sequência principal é a sua massa. As estrelas que possuem grandes massas são mais quentes e luminosas, e estão situadas na região superior da sequência principal. Já as estrelas com massas próximas a do Sol, ficam localizadas mais ao meio ou na região central e por fim estrelas com massas menores que a do Sol, ficam na parte mais baixa da sequência principal. Outra região, que chamou bastante a atenção de Russel, foi a região acima da sequência principal, no canto direito, destacada na Figura 5.6, a qual ele chamou de gigantes. Mas por que gigantes? Figura 5.6 Diagrama publicado por Russel, agora destacando a região das Gigantes Vermelhas. Fonte: Acesso em 17 de Outubro de 2015.

170 155 A luminosidade de uma estrela depende de duas grandezas: do raio e da sua temperatura superficial. Portanto, podemos dizer que a luminosidade é proporcional a uma potência do raio e da temperatura, conforme a relação abaixo: Estrelas que estão nesta região possuem uma grande luminosidade e uma baixa temperatura, logo, para serem bastantes luminosas, devem ter uma área superficial grande, por isso são chamadas de gigantes. Por fim, uma outra região de interesse é aquela situada abaixo da sequência principal, no canto esquerdo, onde estão as anãs brancas. Elas são mais quentes que o Sol, mas com uma menor luminosidade. Falaremos mais deste tipo de estrelas no tema 7.

171 156 TEMA 6 A EVOLUÇÃO ESTELAR 6.1 Equilíbrio Hidrostático: Lá e de volta outra vez Para compreender como ocorre a evolução das estrelas, teremos que rever um conceito muito importante, que é o equilíbrio hidrostático. Sabemos que o equilíbrio hidrostático, ver Figura 6.1, ocorre quando a força gravitacional é aproximadamente igual à pressão total exercida de dentro para fora da estrela. Esta pressão, quando a estrela realiza reações de fusão nuclear no seu interior, é dominada pela pressão de radiação, ou seja, pela pressão exercida pelos fótons gerados no seu interior. Desta forma, a estrela se mantém estável. Figura Representação do equilíbrio hidrostático estelar Fonte: Adaptado de Chaisson e McMillan, Astronomy Today, 8 edição (2014). Uma outra maneira de compreendermos o equilíbrio hidrostático é utilizarmos a seguinte analogia. Vamos supor que você tenha uma bexiga cheia de ar, sobre ela atuará duas pressões. A

172 157 primeira delas é aquela exercida pelas moléculas de ar que estão do lado de fora dela e a outra é a pressão exercida pelas moléculas de ar que estão dentro da bexiga. Ambas as pressões exercem uma força sobre a superfície da bexiga. Se essas forças forem iguais, a bexiga estará em equilíbrio. Fazendo um paralelo com as estrelas, a pressão externa sobre a bexiga seria representada pela força gravitacional que atrai a matéria estelar em direção ao centro e a pressão interna da bexiga é representa pela pressão total exercida pela estrela no sentido radial para fora, gerada, durante a vida da estrelas, prioritariamente pelas reações nucleares. Agora, suponha que a nossa bexiga possua pequenos furos em sua superfície. Para que ela fique cheia e mantenha esse formato é necessário, então, que exista uma fonte de ar dentro dela. Se a quantidade de ar bombeada dentro dela for igual à quantidade de ar que sai pelos furos, poderemos afirmar que a bexiga se encontra em uma nova situação de equilíbrio, ou seja, não se esvazia e nem aumenta de tamanho. Se por acaso esse fluxo de ar dentro da bexiga diminuir, a pressão externa será maior e a bexiga irá esvaziar. Por outro lado, se o fluxo de ar crescer, a bexiga irá aumentar de tamanho porque a pressão interna será maior, mesmo que uma parte deste ar escape pelos furos de sua superfície. A situação exemplificada para a nossa bexiga, pode ser usada para entender o que pode ocorre nas estrelas. Admita que em algum momento da vida de uma estrela e por algum motivo, as reações nucleares diminuam de intensidade. A estrela, então, não será capaz de exercer a mesma pressão que contrabalanceava a força gravitacional. Desta forma, haverá um desequilíbrio de forças: a força gravitacional se tornará maior que a pressão total e a estrela irá se contrair.

173 158 No entanto, à medida que a estrela contrai, sua região central também contrai. Consequentemente esta região central se aquecerá, o que implica num aumento na taxa de geração de energia. Assim, a produção de energia aumenta, bem como a pressão interna, até que o processo de contração gravitacional seja parado (e possivelmente revertido) até que a estrela se estabilize novamente em equilíbrio. E se a taxa de reação nuclear aumentar? A pressão total aumentará fazendo com que a estrela aumente de tamanho, ou até mesmo faça com que algumas de suas camadas mais externas sejam ejetadas. A região central também se expande neste processo, consequentemente a temperatura diminui e, como a taxa de reação depende fortemente da temperatura, elas irão diminuir e novamente o equilíbrio hidrostático será alcançado. Todos os estágios da evolução estelar são determinados, em essência, pelo balanço de forças sobre a estrela. 6.2 A Evolução Estelar Evolução estelar é o nome dado a uma série de processos físicos e mudanças que ocorrem durante a vida de uma estrela, provocando modificações na sua luminosidade e temperatura ao longo do tempo. Estudar essas mudanças nos ajuda a entender como as estrelas evoluem. A massa é um dos parâmetros fundamentais para estudarmos a evolução estelar, sendo que quanto maior for a massa de uma estrela mais rápida será a sua evolução. Sendo assim, nas próximas seções, iremos apresentar as principais mudanças que ocorrem em uma estrela ao longo da sua vida. Apesar de termos diversos tipos de estrelas e com características diferentes, é possível dividi-las em dois grupos de

174 159 sequência evolutivas similares: as estrelas de baixa massa e de alta massa. Na seção 6.3 e na 6.4, descrevemos o que acontece com estrelas de baixa massa, estrelas de até 10 M. Nas ultimas seções, 6.5 e 6.6, trataremos das estrelas de alta massa, isto é, acima de 10M. Por fim no último capítulo, discutiremos quais sãos os estágios finais ou mortes das estrelas que pertencem a esses dois grupos. Na Figura 6.2, estão representadas as possíveis evoluções de estrelas de pequena e grande massa. Figura 6.2 Ciclo de vida das estrelas de pequena e grande massa. Fonte: Adaptado de Acessado em 10 de Agosto de 2016.

175 Gigantes Vermelhas Durante o tempo em que permanecem na sequência principal, as estrelas vão convertendo hidrogênio, localizado na região central, em hélio, que por sua vez vai se acumulando no centro dela. Esse hélio é inerte, ou seja, não faz nenhuma reação nuclear, pois a temperatura no núcleo não é suficiente para que ele se converta em outros elementos químicos, o que seria da ordem de 100 milhões de Kelvins. Quando quase todo o hidrogênio se esgotar no núcleo, as reações nucleares irão diminuir de intensidade, consequentemente a pressão total irá decrescer, não sendo mais capaz de contrabalancear a força gravitacional. Um ponto importante aqui é que o hidrogênio que se esgotou é aquele que está na região central, porque somente nesta região é que há condições de realizar as reações nucleares, por causa da alta temperatura e densidade. Se todo o hidrogênio disponível no Sol pudesse ser queimado, o mesmo viveria em torno de aproximadamente 70 bilhões anos. Mas se estima que o tempo de vida total do Sol será de 10 bilhões de anos, pois apenas cerca de 10% de todo o seu hidrogênio está disponível para a realização da fusão nuclear. Com a contração gravitacional, a camada de hidrogênio que está envolta do núcleo é comprimida para dentro, e atinge uma temperatura e densidade suficientes para permitir que a fusão nuclear ocorra nesta camada. Nesta fase ocorre um aumento na taxa de fusão do H, gerada pelo aumento de temperatura, e provocada pela contração gravitacional. A energia gerada neste momento é maior do que quando a estrela estava na sequência principal, provocando a expansão das camadas mais externas da estrela, que passa a ser chamada agora

176 161 de gigante vermelha: gigante porque tem um grande tamanho e vermelha porque a temperatura superficial é menor do que na fase anterior. Exemplos de gigantes vermelhas são: Aldebaran ( Tauri) e Rubídea ( Crucis). O vermelho é a região espectral que corresponde a temperaturas de cerca de 3000 K. Apesar da superfície ser mais fria que durante a sua fase na sequência principal, a luminosidade das gigantes vermelhas é maior, por emitir uma quantidade maior de fótons por segundo. O Sol quando se transformar em uma gigante vermelha será 1000 vezes mais luminoso e cerca de 100 vezes maior do que é atualmente, como exemplificado na Figura 6.2. Figura Representação do tamanho do Sol atualmente, estando na sequência principal, e seu tamanho esperado quando passar à fase de gigante vermelha. Fonte: Adaptado de Freedman e Kaufmann, Universe, 8a. Edição (2008). Em razão da força gravitacional, o núcleo continua se contraindo e se aquecendo, e quando a temperatura alcançar 100 milhões de K, o hélio do núcleo passará a ser convertido em carbono e oxigênio.

177 162 A fusão nesta fase ocorre por meio de um processo chamado de triplo-a, no qual três núcleos de hélio se fundem para formar um núcleo de carbono. Este processo acontece em duas etapas: primeiro dois núcleos de hélio se fundem e originam um núcleo de berílio, que possui um período de vida muito curto. Se neste intervalo de tempo o berílio se fundir com um outro núcleo de hélio, teremos a formação de um núcleo de carbono, conforme seguinte reação global (6.1) e representado na Figura 6.3. Figura Processo triplo alfa. Fonte: Adaptado de Adaptado de Chaisson e McMillan, Astronomy Today, 8 edição (2014) Uma parte do carbono criado pode ainda se fundir com um outro núcleo de hélio para formar o oxigênio, com base na seguinte reação:

178 Estrelas do Ramo Horizontal, Assintótico de Gigantes e Nebulosas Planetárias Estrelas do Ramo Horizontal Quando se inicia a queima do hélio no interior da estrela, ela passará a ter duas fontes de energia. A primeira é a queima de hidrogênio em uma camada que envolve o núcleo de hélio, e a segunda é a própria fusão do hélio no núcleo da estrela. Um aumento da temperatura superficial se dará por causa da nova fonte de energia, e a estrela caminhará para uma outra região do diagrama H R, chamada de ramo horizontal. Nesta região, temos diversas estrelas que possuem uma luminosidade semelhante porém com temperaturas diferentes Estrelas do Ramo Assintótico de Gigantes Quando o hélio nuclear for todo transformado em carbono, e parte em oxigênio, mais uma vez param as reações de fusão no núcleo da estrela. Sem esta fonte de energia, ela começa a contrairse. O núcleo é paulatinamente comprimido pelo peso das camadas externas da estrela. Isso faz que a camada de hélio, que agora envolve o núcleo de carbono e oxigênio, tenha condições suficientes para começar a sua fusão. Pela segunda vez a estrela sobe ao ramo das gigantes. Esta nova ascensão é muito mais rápida que a primeira, onde o aumento de luminosidade é de certa forma assintótica. Por causa desta

179 164 circunstância, este percurso evolutivo da estrela é designado por ramo assintótico das gigantes (AGB, do inglês asymptotic giant branch) A fusão nuclear em camadas acima do núcleo em altas taxas faz com que um forte vento se desenvolva, levando à perda de massa das estrelas no ramo assintótico. No seu ápice, a taxa de perda de massa pode atingir o valor de 10-4 massa solar por ano, fazendo com que quase todo o volume da estrela se esvaia no espaço em algumas dezenas de milhares de anos. Quando toda a massa externa é ejetada, o núcleo inerte de carbono/oxigênio da estrela encontra-se exposto. Desta forma, temos a formação de uma nebulosa planetária com a massa expelida da estrela e um caroço inerte, chamado de anã branca. Assim, para estrelas com massas de até cerca de 8-10 massas solares, temos o fim da evolução estelar, não sendo mais possível a realização de reações de fusão nuclear no seu interior Nebulosas Planetárias As nebulosas planetárias não são planetas e muitos menos a região no meio interestelar onde ocorre a formação das estrelas. Este nome foi atribuído pelo astrônomo William Hershey ( ), em um artigo publicado no ano 1785, já que esses objetos quando observados nos telescópios da época lembravam os discos nebulosos de alguns planetas. Segundo Gonçalves (2009, p.2), as nebulosas [...]compõe-se por gás e poeira, os quais circundam uma estrela do tipo solar no final da sua vida. Essa estrela, a estrela central da nebulosa planetária, ilumina a nebulosidade ao seu redor que, por sua vez, é observada em todas as zonas do espectro eletromagnético, desde rádio até raios-x

180 165 Devido à expansão resultante da energia cinética inicial de ejeção, a densidade da nebulosa diminuirá progressivamente enquanto seu raio aumenta, até que seu brilho superficial se torne tão tênue que ela não poderá ser mais vista. O tempo de duração médio de uma nebulosa é da ordem de 10 4 anos. O resultado final deste processo é de uma estrela que perde seu brilho, transformando-se em uma anã branca, rodeada por uma nebulosa de gás. Estas nebulosas estão entre os objetos mais encantadores do cosmo, basta ver a Figura 6.4, com algumas nebulosas conhecidas. Figura Nebulosas planetárias. Fonte: em 12 de Abril de 2016.

181 Supernova Observe a estrela indicada pela seta na Figura 6.5 Ela era chamada de Sanduleak sendo localizada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã, com formato irregular e satélite de nossa própria galáxia, a Via Láctea. A Grande Nuvem de Magalhães, está situada a cerca de anos luz da gente. Agora olhe novamente para a mesma estrela, Sanduleak , representada agora na Figura 6.6. O que será que aconteceu com essa estrela? Qual é a origem de tanta luminosidade, que acaba até ofuscando as estrelas ao seu redor? Será que esse processo já aconteceu com outras estrelas? Figura 6.6 A estrela indicada se encontra na Grande Nuvem de Magalhães. Crédito: Anglo-Australian Observatory. Figura 6.7 A mesma estrela da figura 6.6, após explodir em uma supernova. Crédito: Anglo-Australian Observatory.

182 167 Foi de forma independente que no dia 24 de fevereiro de 1987, às 4h08, o assistente Oscar Duhalde, do observatório americano de Lãs Campanas, no Chile, e às 7h54, o astrônomo amador Albert Jones, em Nelson, na Nova Zelândia, descobriram visualmente a supernova SN1987A (a letra A se refere à primeira estrela deste tipo descoberta naquele ano) (MOURÃO,1995). Esse evento provocou uma enorme euforia e entusiasmo na comunidade científica, porque os astrônomos tiveram uma rara oportunidade de estudar a morte de uma estrela massiva, ainda mais em uma galáxia que estava bem próxima da gente, e assim obter vários dados que poderiam ser usados para verificar a teoria sobre as supernovas. Estrelas com massas menores que 8 vezes a massa do Sol, após o esgotamento do hélio, não conseguem realizar a fusão do carbono, porque a temperatura necessária para isso é da ordem de 10 9 K. Em compensação, as estrelas com massas superiores a 8 massas solares possuem condições para realizar a fusão do carbono, que por sua vez irá realizar a fusão do neônio, magnésio, silício, sucessivamente até termos um núcleo de ferro. Da mesma forma que durante a fusão do hélio no centro estelar havia também uma camada de hidrogênio circundando o núcleo que realizava fusão, a cada novo elemento sintetizado, as camadas externas sofrem contrações com aumento de densidade e temperatura, criando condições para a realização da fusão localmente. Desta forma, conforme a estrela se desenvolve, temos a formação de uma estrutura de camadas, assemelhando-se a uma cebola, como mostrado na Figura 6.7.

183 168 Figura Interior de uma estrela de grande massa, formado por conchas concêntricas de elementos cada vez mais pesados, com o aspecto de uma cebola. Fonte: Picazzio, E (Org.). O céu que nos envolve. Uma introdução à astronomia para educadores e iniciantes, Este desenvolvimento estelar é, mais uma vez, associado ao equilíbrio de forças. Quando o núcleo inerte de um dado elemento atinge um valor de massa grande demais para ser suportado pela pressão do gás, este sofre uma contração, o que causa aumento de densidade e temperatura até que haja condições favoráveis para a ignição do próximo ciclo de fusão. As camadas externas também se contrairão, podendo permitir a fusão dos elementos ali existentes. Com a fusão, grandes quantidades de energia são liberadas e a pressão de radiação irá equilibrar a atração gravitacional. Outro ponto importante é que a medida que a estrela realiza a fusão nuclear de elementos mais pesados, a fusão deles vai ocorrendo cada vez mais rápido, como pode ser observado na tabela 3, com dados para uma estrela com 25 massas solares. Como já foi dito anteriormente, a estrela realiza a fusão nuclear porque ao juntar elementos mais leves em elementos mais pesados, acaba liberando energia, o que é algo muito importante para ela, pois 12 O livro está disponível em: Acesso em 11 de Dezembro de 2015.

184 169 permite um equilíbrio contra a força gravitacional que atua para dentro. Tabela 3 Estágios evolutivos de uma estrela de 25 vezes a massa do Sol. Estágio Temperatura central (K) Duração Fusão do hidrogênio anos Fusão do hélio anos Fusão do carbono anos Fusão do neônio 1, ano Fusão do oxigênio 1, meses Fusão do silício 2, dia Colapso do núcleo 5, ,2 segundo Explosão de supernova Cerca de 10 9 horas Fonte: Adaptado de Chaisson e McMillan, Mas quando o seu núcleo é composto de ferro esta característica deixa de existir. Os núcleos de ferro são tão compactos que, ao invés de liberar energia, eles acabam consumindo energia para realizar a fusão nuclear, algo que não é nada favorável para o equilíbrio de uma estrela. No entanto, as reações nucleares não cessam completamente, pelos menos aquelas que ocorrem em camadas concêntricas ao redor do núcleo de ferro, formadas por outros elementos químicos. Conforme ocorre a fusão do silício em uma camada imediatamente acima do núcleo composto de ferro, este último cresce e fatalmente atinge um determinado valor de massa muito grande, que não suporta a atração gravitacional e passa a ser contraído. Diferentemente das etapas anteriores, não haverá fusão nuclear para barrar a contração. Ao contrário, fótons altamente energéticos destroem os núcleos de ferro e produzem núcleos de

185 170 hélio e nêutrons, como mostrado na equação (6.3). Os núcleos de hélio, por sua vez, (equação 6.4) se quebram em prótons e nêutrons. Esse processo é chamado de fotodesintegração. Vale chamar a atenção para o fato que núcleos de ferro que demoraram milhões de anos para serem formados, durante a fase final da vida desta estrela, são aniquilados em segundos. A região central, então, entra em colapso, pois para dividir núcleos de ferro em núcleos mais leves, é necessário a absorção de energia, ou seja, é um processo endotérmico. Como o processo de fotodesintegração consome energia, agora há ainda menos energia para equilibrar a estrela e isso acelera o colapso. Com aumento da densidade, os elétrons são agora comprimidos junto dos núcleos atômicos e capturados pelos prótons lá existentes, resultando em nêutrons e causando a liberação de neutrinos, num processo chamado de captura eletrônica. Quando a densidade do núcleo atinge cerca de g/cm³ cerca de 90% dele é formado por nêutrons e a pressão de degenerescência dos nêutrons interrompe o colapso. No entanto, não só o núcleo, mas toda a estrela em si, está colapsando e isto quer dizer que o seu envoltório está caindo em queda livre sobre o caroço da estrela. Consequentemente, o material do envoltório da estrela é rebatido, e passa a se mover no sentido oposto.

186 171 O que acontece com o envoltório da estrela é semelhante ao que acontece com uma bola lançada em direção a uma parede. A bola, no nosso caso é o envoltório estelar, que vem em alta velocidade, bate na parede, que no caso representa o núcleo da estrela, e retorna na mesma direção que estava vindo. Uma onda de choque se propaga para fora da estrela, mas que não é suficiente para destruí-la. Mas no caroço restou uma grande quantidade de neutrinos que, quando conseguem escapar do núcleo, carregam consigo uma enorme quantidade de energia. Este vento de neutrinos arrasta o envelope ao redor do caroço, ejetando as camadas externas. O resultado disso é um processo rápido e extremamente violento de ejeção de massa, que libera cerca de ergs de energia sob a forma de neutrinos e ergs de energia sob as formas de energia cinética e luminosa. Tudo que foi descrito até aqui ocorre em poucos segundos, e é chamado de explosão de supernova de colapso. Estrela com massas iniciais entre deixarão em seu centro um núcleo extremamente denso, composto de nêutrons. Já aquelas com massas maiores que esse valor, devem colapsar formando um buraco negro (PEREIRA et al,2003). As explosões de supernova, Figura 6.8, estão entre os fenômenos mais energéticos que ocorrem na natureza. Quando uma estrela passa por uma explosão de supernova, sua luminosidade aumenta tanto que uma única explosão de supernova pode ser mais brilhante do que uma galáxia inteira, mas por um curto período (CARROLL e OSTLIE,1996).

187 172 Figura 6.9 O ponto brilhante no canto inferior esquerdo da figura é a Supernova SN 1994D que explodiu na borda da galáxia NGC 4526 Crédito: NASA. As supernovas são responsáveis por espalhar os elementos químicos pelo Universo, enriquecendo o meio interestelar e promovendo a criação de novas estrelas e nuvens moleculares.

188 173 TEMA 7 - OBJETOS COMPACTOS TENHO DÓ DAS ESTRELAS Tenho dó das estrelas Luzindo há tanto tempo, Há tanto tempo... Tenho dó delas. Não haverá um cansaço Das coisas. De todas as coisas, Como das pernas ou de um braço? Um cansaço de existir, De ser, Só de ser, O ser triste brilhar ou sorrir... Não haverá, enfim, Para as coisas que são, Não a morte, mas sim Uma outra espécie de fim, Ou uma grande razão Qualquer coisa assim Como um perdão? Fernando Pessoa 7.1 Introdução O destino de uma estrela depende da sua massa inicial. As estrelas com massa inferior a 8-10 massas solares tornam-se anãs brancas. Já estrelas com massa compreendida entre 8-10 e 25 (esse limite ainda não é bem definido) massas solares, sofrem uma explosão de supernova e o resto dela dá a origem a uma estrela de nêutrons. Por fim estrelas acima de 25 massas solares, transformam se em um buraco negro. Nas próximas linhas trataremos desses objetos exóticos, remanescentes de estrelas que um dia esgotaram o seu combustível e passaram por diversos processos físicos para não sucumbirem a força gravitacional. Até que...

189 Anãs Brancas A história das anãs brancas teve início na metade do século XIX, quando o matemático e astrônomo alemão, Friedrich W Bessel ( ), ao estudar a estrela Sirius, localizada na constelação do Canis Major (Cão Maior), percebeu que ela apresentava um movimento oscilatório. Bessel argumentou que Sirius deveria ter uma companheira, que provocaria esse movimento de vai e vem. Tal hipótese estava fundamentada em uma análise de dados feita entre os anos de 1834 e Essa possível companheira de Sirius só seria observada no ano 1862, quando Alvan Graham Clark ( ) testava as lentes do novo telescópio refrator que havia construído para o observatório de Dearborn, nos Estados Unidos. Apesar de sua observação, Sirius B, nome com o qual seria conhecida mais tarde, apresentava divergências em relação ao modelo estelar da época. A sua temperatura superficial era muito alta, da ordem de K, e possuía uma luminosidade muito baixa, cerca de vezes menos luminosa que a sua companheira. Além do mais, deveria ser uma estrela densa para influenciar gravitacionalmente o comportamento de Sirius A. A física que explicaria todo esse processo só seria desenvolvida no século seguinte, com base na Mecânica Quântica.

190 175 Figura 7.1 Sistema binário de Sirius. Fonte: Comins e Kaufmann. Descobrindo o Universo, 8 Edição, As anãs-brancas ficam em uma região abaixo da sequência principal no diagrama H R. Elas são um dos últimos estágios possíveis de uma estrela. Na verdade, elas são restos ou cadáveres das estrelas, que passaram pela fase das Gingantes Vermelhas e Nebulosas Planetárias. Uma das características das anãs-brancas é que elas possuem uma massa máxima, de cerca 1,4 massas solares, conhecido como Limite de Chandrasekhar. Elas possuem tipicamente um tamanho um pouco maior do que o da Terra. Por serem pequenas, embora tenham altas temperaturas superficiais, não são muito luminosas. Lembre-se que a luminosidade de uma estrela depende do seu raio, conforme apresentado na equação (4.10). A origem dessa luminosidade é unicamente devida à energia térmica, ou seja, o calor ainda disponível do seu processo de formação. Entretanto, a estrela (se isolada) está fadada a esfriar lentamente. A densidade desses objetos podem alcançar valores da ordem de 10 9 kg/m 3. Em outras palavras, uma colher de chá cheia da

191 176 matéria das anãs brancas, se levada para a Terra, pesaria 5 toneladas. Como não realizam mais a fusão nuclear, outros mecanismos devem ajudar para contrabalancear o colapso gravitacional e assim manter a sua estabilidade. A pressão que suporta essa enorme força gravitacional é chamada de pressão de degenerescência dos elétrons. Aqui, um pouco de física moderna é necessária para explicar este efeito. As partículas que conhecemos podem ser classificadas em dois grupos: bósons, que têm spin inteiro, e férmions, que têm spin semiinteiro. Spin é um número quântico, uma forma de momento angular intrínseco característico das partículas. Um gás nas condições usuais que encontramos na Terra apresenta muitas partículas com energias distintas. As partículas colidem entre si e trocam energia sendo que não há muitas restrições a quais energias elas podem ter, é um processo probabilístico. Agora, um gás composto de bósons ou de férmions se comporta de maneira muito diferente quando tentamos comprimi-lo e isto está relacionado ao chamado Princípio da Exclusão de Pauli. O princípio da exclusão diz que dois férmions não podem ocupar o mesmo estado quântico, ou seja, exatamente a mesma energia, o mesmo spin entre algumas outras características (ou números quânticos) que acabam definindo seu estado. É isto que faz com que os elétrons, que são férmions, sejam arranjados em camadas eletrônicas em um átomo, por exemplo. Os bósons, por outro lado, não seguem este princípio e podem todos ocupar o mesmo estado quântico. Na natureza, as configurações mais favoráveis são aquelas de menor energia. Desta forma, se eu comprimir um gás de bósons e abaixar a sua temperatura, todas as partículas constituintes desse gás tenderão a ocupar o estado de menor energia. Por outro lado, em um gás de férmions isso é impossível de ser realizado. O que ocorre,

192 177 então, é que primeiro são ocupados os níveis mais baixos de energia por dois férmions, já que podem ter duas orientações de spins diferentes, para então se passar ao próximo nível. Quando esta ocupação dos níveis mais baixos de energia for completa, dizemos que o gás é degenerado. Quanto mais férmions tiver o gás, mais estados de alta energia serão ocupados, como representado na Figura 7.2. Figura Representação da ocupação dos níveis de energia para um gás sob condições usuais, à esquerda, e um gás de férmions degenerado, à direita. Fonte: Adaptado de bustard.phys.nd.edu/phys171/lectures/stardeath.html Quando o gás está em um estado muito denso, como é o caso da matéria no interior de uma anã-branca, os estados de menor energia, neste caso, dos elétrons, são preenchidos primeiro. Ao adicionar mais elétrons, só posso colocá-los em um estado de maior energia que os que já estão lá. Isto produz um movimento vigoroso dos elétrons, que se traduz em grande pressão exercida pela matéria. Esta é a origem da chamada pressão de degenerescência eletrônica que irá contrabalancear a força gravitacional e manter as anãsbrancas estáveis. Como já dissemos, nem todas as estrelas terminam suas vidas como anãs-brancas. Algumas se tornam estrelas de nêutrons, e outras ainda se transformam em buracos negros.

193 Estrelas de Nêutrons Estrelas de nêutrons são objetos extremamente compactos, remanescentes da explosão de uma estrela de alta massa, entre 8-10 a 25 massas solares. A previsão da existência desse tipo de estrela foi feita por Walter Baade ( ) e Fritz Zwicky ( ), poucos anos depois da descoberta do nêutron em Por ser um objeto improvável na época e de pela sua difícil detecção, devido às dimensões reduzidas (raios da ordem de 10 km), os astrônomos só voltariam a sua atenção para as estrelas de nêutrons em Neste ano, Jocelyn Bell, uma estudante de doutorado orientada por Anthony Hewish, utilizando um radiotelescópio, detectou pulsos em rádio altamente regulares a cada 1,33 segundos. A descoberta era tão surpreendente que a equipe da Universidade de Cambridge levantou a hipótese de que esses sinais poderiam ser de uma civilização extraterrestre avançada. Assim os sinais foram chamados de LGM1, sigla para Little Green Men 1, que significa pequenos homens verdes 1. Também se cogitou a possibilidade de ser uma anã branca em rotação, mas como essa rotação era muito rápida, ela não suportaria e se desintegraria. A tese que afirmava que a origem do sinal seria de uma civilização extraterrestre foi descartada logo em seguida pois outros sinais foram detectados em outras partes do universo. Por fim essas fontes de rádio detectadas foram chamadas de pulsares. O nome pulsar deve-se ao fato de que este tipo de objeto emite pulsos extremamente regulares de radiação em uma ampla faixa espectral, que vai desde ondas de rádio até raios gama. A revelação de que pulsares foram encontrados em locais de remanescentes de uma explosão de supernova, como nas

194 179 constelações de Caranguejo e Vela, contribuiu fortemente para a hipótese de que as estrelas de nêutrons eram os restos de uma supernova. Atualmente, sabemos que as estrelas de nêutrons são o resultado de uma supernova de colapso (CAVAGNOLI,2005). Após várias tentativas de astrônomos em explicar a gênese desses sinais, concluiu se que os pulsares seriam estrelas de nêutrons em alta rotação. Figura Nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma explosão de supernova. No seu interior reside um pulsar, o chamado pulsar do Caranguejo. Fonte: ejo. Acesso: 08 de Outubro de 2015 Mas, afinal, como se formam as estrelas de nêutrons? Vimos que no final da evolução de estrelas de alta massa, quando é formado um núcleo de ferro, este núcleo fatalmente atinge uma massa grande demais e passa a colapsar sobre si mesmo. Durante o colapso ocorre o processo de quebra dos núcleos de ferro (fotodesintegração) para em seguida ocorrer o processo de captura eletrônica, no qual elétrons e prótons se combinam para formar nêutrons e neutrinos. Desta forma, quando se dá a explosão de supernova, o que restou no caroço da estrela tem uma composição predominantemente de nêutrons. A pressão gerada pelos nêutrons degenerados é suficiente para estabelecer um novo estado de equilíbrio neste resto

195 180 estelar, de forma semelhante ao que fazem os elétrons em uma anãbranca. Estes são objetos bastante interessantes. Uma estrela de nêutrons tem tipicamente massa de 1,4 massa solar, o que significa ter em torno de nêutrons unidos pela gravidade e suportados pela pressão de degenerescência. Com raios típicos da ordem de 10 km, sua densidade média é maior que a de um núcleo atômico. Para um objeto desses, a aceleração da gravidade na sua superfície é de cerca de 1, m/s 2. Se soltássemos um corpo a 1 metro de altura, este corpo chegaria na sua superfície com uma velocidade de cerca 1900 km/s em 0,001 milissegundos. Se este corpo tivesse massa de 10 kg, chegaria na superfície com energia de 4 quilotons. A velocidade de escape é da ordem de 1, m/s. Para comparação, a velocidade mínima para colocar um objeto em órbita da Terra é de 11,2 km/s. 7.4 Buraco Negro Segundo Laplace (1796) Inúmeras estrelas apresentam em sua coloração e em seu brilho variações periódicas muito notáveis; existem umas que aparecem de súbito e outras que desaparecem, depois de terem, durante algum tempo, emitido uma luz muito viva. Que prodigiosas mudanças devem se operar na superfície desses corpos, para que eles sejam tão sensíveis a distância que nos separa; de quando eles devem ultrapassar aquelas que nós observamos na superfície do Sol! Todos esses corpos se tornam invisíveis no mesmo lugar onde formam observados, pois eles em nada mudaram durante o seu aparecimento; existem, portanto, nos espaços celestes corpos obscuros tão considerais, e talvez tão grandes em número, como as estrelas. Um astro luminoso de mesma densidade que a Terra, e cujo diâmetro fosse o Sol, não deixaria, em virtude de sua atração, que nenhum de seus raios luminosos nos atingisse; é possível que os maiores corpos luminosos do universo sejam por isto mesmo invisíveis. Uma estrela que, sem possuir tal grandeza ultrapasse consideravelmente o Sol,

196 181 provocaria uma sensível redução na velocidade da luz e aumentaria assim a extensão a sua aberração. Laplace, bem como John Michell ( ) e Alexandre Humboldt ( ), foram os primeiros cientistas a introduzir as primeiras ideias sobre a existência dos buracos negros, apesar que muitas das ideias são diferentes, física e conceitualmente, da nossa concepção moderna. Já o termo buraco negro só começou a ser usado com o físico norte-americano John Wheeler, no ano de Antes disso eles eram chamados de estrelas invisíveis ou estrelas escuras. Após a explosão de uma supernova, o caroço estelar que restou desta explosão pode ser tornar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, tudo dependerá da massa restante desse caroço. Se a massa desse caroço for maior que cerca de 3 vezes a massa do Sol, nem a pressão de degenerescência exercida pelos nêutrons é capaz de suportar o colapso gravitacional. Neste caso, o caroço continuaria se contraindo, se contraindo, se contraindo, até......formar um buraco negro. Podemos definir um buraco negro como sendo uma região do espaço na qual o campo gravitacional é tão intenso que a matéria e nem mesmo a própria luz pode escapar. Assim ninguém pode saber o que há dentro dele pois nenhuma informação consegue sair de lá.

197 182 Figura 7.4 Essa imagem representa uma simulação computacional, de como seria um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia. Fonte: NASA. Um buraco negro é separado do restante do universo por uma fronteira chamada horizonte de eventos. Dentro desta região, nenhum evento pode ser visto ou conhecido por qualquer observador externo. Mas vale dizer que o horizonte de eventos não se trata de uma superfície física, como a superfície que separa a água do mar do ar. A distância entre o centro do buraco negro até o seu horizonte de eventos é chamada de raio de Schwarzschild, dado por: Quanto maior for a massa do buraco negro, maior será o valor do raio de Schwarzschild. Para a Terra, o raio de Schwarzschild é de 1 cm; para Júpiter, que é de cerca de 300 massas terrestres, é cerca de 3 m; para o Sol, com uma massa de vezes a massa da Terra, o raio é de 3 km.

198 183 Apesar de não poderem ser vistos, há inúmeras evidências da existência de buracos negros pois sendo tão densos e massivos, eles influenciam de forma única a região ao seu redor.

199 ATIVIDADES DA SEQUÊNCIA DE ENSINO ATIVIDADE 1 O QUE SABEMOS SOBRE A VIDA DAS ESTRELAS? Objetivo Socializar os conhecimentos que os alunos possuem sobre a vida e a morte das estrelas. Orientações Professor para a realização desta atividade os alunos deverão responder previamente o questionário sobre os principais aspectos da vida das estrelas. É interessante, portanto, que a atividade ocorra em uma aula anterior, para que que você, professor, possa conduzir melhor a discussão, pois saberá quais são as possíveis ideias que os alunos já possuem sobre a temática estelar. Recurso didático Questionário: 1. O que é uma estrela? 2. Qual é o formato de uma estrela? Faça um desenho. 3. Do que são feitas as estrelas? 4. As estrelas são diferentes? Explique 5. Qual é a fonte de luz e energia das estrelas? 6. As estrelas permanecem sempre iguais ou mudam com o tempo? Explique. 7. Existem diferenças ou semelhanças entre o Sol e as demais estrelas? Explique.

200 185 ATIVIDADE 2 IMAGEM ASTRONOMIA DO DIA Introdução Todos os dias, desde o dia 16 de junho de 1995, a NASA, junto com outras instituições e pessoas, desenvolvem o projeto Astronomy Picture of the Day (APOD, Imagem Astronômica do Dia), que são imagens ou vídeos diferentes, colocados diariamente, sobre alguma parte do nosso Universo e acompanhados com uma breve explicação escrita por um astrônomo profissional. Nestes quase 16 anos tivemos a oportunidade de apreciar e de conhecer diversas imagens de objetos astronômicos. Por exemplo, no dia que esse texto estava sendo escrito, a imagem do dia era a seguinte, Figura 1. Figura 1 Galáxia espiral barrada - NGC 1300 Crédito: Hubble Heritage Team, ESA, NASA Objetivo Familiarizar os alunos com o tema, ou seja, fazer com que eles se interessem pelos assuntos que serão abordados.

201 186 ATIVIDADE 3 MINHA QUERIDA ESTRELA Objetivos Ao final desta atividade, o aluno deverá: Saber quais são os principais instrumentos, técnicas ou métodos que são utilizados para quantificar os principais parâmetros ou características da estrela. Orientações Professor, esta atividade deverá ser realizada antes de começar a trabalhar com os conceitos relacionados às características das estrelas. Este será provavelmente o primeiro contato dos alunos com as principais características das estrelas, e durante a realização da pesquisa que eles farão provavelmente termos ou conceitos novos irão aparecer. Contudo, tranquilize os alunos, dizendo que alguns deles serão abordados e sanados nas próximas aulas da SE. Recursos didáticos Folha da atividade

202 187 AVALIAÇÃO DA APRENDIZAGEM Nome N.º Data Professor Série Nota Atividade Minha querida estrela O objetivo desta atividade é escolher uma estrela, exceto o Sol, e fazer uma pesquisa sobre os valores dos seus principais parâmetros. Além disso, você terá que dizer quais foram os instrumentos, procedimentos ou métodos utilizados para a obtenção deles. Preencha a Tabela 1, com os dados encontrados. Tabela 1 Principais parâmetros das estrelas Nome da estrela (Localização) Instrumento Característica Unidade de medida Método de obtenção Valor Temperatura Luminosidade Magnitude aparente Magnitude absoluta Composição química Massa

203 188 ATIVIDADE 4 CONSTRUÇÃO DE UM ESPECTROCÓPIO Objetivos Entender como a luz pode ser utilizada como fonte de informação, construção de um espectroscópio, observar, investigar e compreender os espectros contínuo e discreto de diferentes fontes de luz. Orientações Esta atividade foi baseada na dissertação de mestrado de Brockington (2005). Professor, para esta atividade você irá precisar dos seguintes materiais: fita isolante, fita adesiva, papel color set preto, CD, cola, régua, estilete, tesoura, tubo papelão (por exemplo, tubo de papel higiênico ou papel toalha) ou tubo de PVC preto. Nos recursos didáticos existe o indicativo de um site, que apresenta todos os passos necessários para a construção do espectroscópio com os alunos, outra possibilidade, é pedir a eles que façam uma pesquisa na internet e que construam os próprios espectroscópios. Recursos didáticos Nesta página 13, estão descritos todos os passos necessários para a construção de um espectroscópio simples, mas funcional. 13 Acesso em 20 de abril de 2016

204 189 AVALIAÇÃO DA APRENDIZAGEM Nome N.º Data Professor Série Nota Atividade O que a luz pode nos falar sobre as estrelas? Objetivo: Nesta atividade iremos estudar os espectros de emissão de algumas fontes de luz. Sendo assim para cada uma das fontes de luz observadas, você deverá registar se o espectro é continuo ou discreto, e utilizando lápis de cor representa-los na tabela abaixo Espectro Cores que se Fonte de Luz Continuo Discreto Espectro observado destacam Vela Lâmpada incandescente Lâmpada fluorescente Lâmpada de vapor sódio Lâmpada ultravioleta fluorescente (luz negra) Fonte: Brockington (2005)

205 190 ATIVIDADE 5 CONSTRUÇÃO E INTERPRETAÇÃO DO DIAGRAMA H-R Objetivos Ao final desta atividade, o aluno deverá: Compreender a importância da elaboração de gráficos para análise de dados, interpretação de informações e estudo de fenômenos; Compreender e ser capaz de construir um diagrama Hertzsprung Russell; Ser capaz de identificar as principais propriedades das estrelas e entender como elas estão relacionadas, através do diagrama Hertzsprung Russell. Orientações É fundamental, professor, que discuta previamente com os alunos, como construímos um gráfico em um papel Monolog e a importância desse tipo de gráfico na ciência experimental. Recursos didáticos Tabela com dados da luminosidade e índice de cor de algumas estrelas e folha de papel monolog.

206 191 AVALIAÇÃO DA APRENDIZAGEM Nome N.º Data Professor Série Nota Atividade Construção do diagrama H-R Calcule o índice de cor para cada estrela da Tabela 1 e depois coloque os resultados obtidos nela. Construa um gráfico da luminosidade em função do índice de cor, neste caso, os dados da luminosidade deverão ficar sobre o eixo-y e os dados do índice de cor sobre o eixo x. Tabela 1 Dados de algumas estrelas mais conhecidas. Luminosidade (Sol =1) m (B) m (V) Índice (B V)

207 Luminosidade (Sol =1) m (B) m (V) Índice (B V) 192

208 193 Fonte: GREGORIO-HETEM et al Questões 1) Com base no gráfico construído, o que podemos dizer sobre a distribuição das estrelas no diagrama H R? 2) É possível identificar regiões isoladas no diagrama Hertzsprung Russell? Justifique a sua resposta.

209 194 ATIVIDADE 6 TEMPO DE VIDA DAS ESTRELAS Objetivos Ao final desta atividade, o aluno deverá saber: Que a massa é o principal parâmetro para entendermos a evolução de uma estrela. Compreender que estrelas com maior massa serão aquelas que irão evoluir mais rapidamente, enquanto, estrelas com menor massa serão aquelas que irão demorar mais. Orientações No material do professor, ver capítulo 4, existe uma discussão com exemplos, sobre o tempo de vida das estrelas. É importante dizer que normalmente os alunos acreditam que as estrelas com maior massa serão aquelas que terão o tempo de vida maior, o que está errado. Recursos didáticos Folha de atividade

210 195 AVALIAÇÃO DA APRENDIZAGEM Nome N.º Data Professor Série Nota Atividade Tempo de vida das estrelas Imagine que três carros estejam percorrendo uma mesma estrada, sabe-se que o carro A possui um tanque com 10 litros de gasolina e que o seu consumo é de 0,5 litro por hora. Já carro B tem um tanque com 20 litros de gasolina, mas o seu consumo é de 10 litros por hora. Por fim, o carro C, consome 20 litros de gasolina por hora e tem um tanque com 80 litros. a) Sem realizar nenhuma conta, diga qual será o carro que terá um tempo de viagem maior nesta estrada? Porque? b) Quais são as possíveis variáveis que podem influênciar no tempo de viagem desses carros? c) É possível estabelecer um algoritmo para o cálculo do tempo de viagem de cada carro? Qual? d) Calcule o tempo de viagem de cada carro. e) Os valores números obtidos estão de acordo com as suas hipóteses iniciais? Se a resposta for negativa, justifique o motivo desta divergência.

211 196 ATIVIDADE 7 A HISTÓRIA EVOLUTIVA DE UMA ESTRELA Objetivos Ao final desta temática, o aluno deverá: Conhecer as principais fases do processo evolutivo das estrelas com massas próximas a do Sol; Compreender quais são os principais processos físicos que ocorrem no núcleo de uma estrela de massa parecida com o Sol ao longo da sua evolução; Entender o papel do equilíbrio hidrostático na evolução estelar. Orientações Professor, atente para o fato que a fase da Nebulosa Planetária e da Anã Branca ocorrem simultaneamente. Recursos didáticos Folha de atividade que deverá ser entregue ao aluno

212 197 AVALIAÇÃO DA APRENDIZAGEM Nome N.º Data Professor Série Nota Atividade A história desta estrela começa quando... Objetivo As frases abaixo representam diversas fases de uma estrela, com massa próxima a do Sol, passa ao longo do seu processo evolutivo. O objetivo do grupo é organizar essas diversas fases, começando desde o seu nascimento dessa estrela até a sua possível morte. Sendo assim, indique por números a sequência da evolução dessa estrela. Quando quase todo o hidrogênio se esgotar, as reações nucleares irão diminuir de intensidade, e consequentemente a pressão de radiação ira decrescer, não sendo capaz de contrabalancear a força gravitacional. Devido a expansão a densidade da nebulosa diminuirá progressivamente até que seu brilho superficial se torne tão tênue, que ela não poderá ser mais vista. As estrelas vivem a maior parte de suas vidas nesta fase, caracterizada por sua estabilidade, isto é, as estrelas estão em equilíbrio hidrostático, realizando a fusão nuclear do Hidrogênio em hélio. A energia gerada pela camada de hidrogênio, que envolve o núcleo inerte de hélio, é maior do que quando a estrela estava em equilíbrio hidrostático, isso provoca a expansão das camadas mais externas da estrela. A estrela aumenta a sua luminosidade e a sua temperatura superficial diminui. Ela passa a ser chamada de gigante vermelha.

213 198 Terminadas as condições para fusão de H ou He, as camadas externas da estrela são expulsas, formando uma nebulosa planetária. Em razão da força gravitacional, o núcleo continua se contraindo e se aquecendo, quando a temperatura alcançar 100 milhões K, o hélio do núcleo se converterá em carbono e oxigênio. O que sobra após a expulsão da nebulosa planetária é uma "estrela morta", pois não realiza mais faz fusão nuclear, chamada anã branca. Se a temperatura no centro da protoestrela atingir cerca de 10 milhões de graus, iniciam-se as reações de fusão nuclear do hidrogênio em hélio.

214 199 REFERÊNCIAS BRETONES, P.S. Os Segredos do Universo. São Paulo: Atual, 2010 BROCKINGTON, G. A Realidade escondida: a dualidade onda-partícula para alunos do Ensino Médio f. Dissertação (Mestrado) - Instituto de Física, ao Instituto de Química e à Faculdade de Educação da Universidade de São Paulo, São Paulo,2005. CARROLL, B. W. OSTLIE, D. A. An Introduction to Modern Astrophysics. Addison Wesley, Boston, Estados Unidos. (1996) CAVAGNOLI, R. A importância dos mésons estranhos nas propriedades das estrelas de nêutrons f. Dissertação (Mestrado em Física) - Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Universidade Federal de Santa Catarina, CHAISSON, E. MCMILLAN, S. Astronomy Today. 8 Edição. San Francisco: Pearson Education, CHEN, F. F. Introduction to Plasma Physics and Controlled Fusion. 2 ed. Plenum, New York, COMINS, N. F.; KAUFMANN III, W. J. Descobrindo o Universo, 8ª edição, Editora Bookman, GONÇALVES, D. R. Nebulosas planetárias: o belo em detalhe Disponível em: Acesso em 14 de novembro de GREGÓRIO-HETEM, J; AMÔRES, E. B; SHIDA, R, Y. As cores das estrelas. Disponível: Acesso em: 25 de novembro de JACÓBSEN. R. B. Plasmas de Quarks e Gluons no Interior de Estrelas de Nêutrons f. Dissertação (Mestrado em Física), Instituto de Física Universidade Federal do Rio Grande do Sul, MOURÃO, R.R.F. Nascimento, vida e morte das estrelas A evolução estelar. 1 edição. Rio de Janeiro: Vozes, MOURÃO, R.R.F. Da Terra às Galáxias: uma introdução à astrofísica. 7 edição. Rio de Janeiro: Vozes, OLIVEIRA FILHO, K.S., SARAIVA, M.F. O. Astronomia e Astrofísica. 3.ed. Porto Alegre: Livraria da Física, 2014.

215 200 PEREIRA, V.J.et al. Astronomia: Uma Visão Geral do Universo. IAG-Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências da USP. 2ª Edição. São Paulo: Editora EDUSP, PICAZZIO, E (org.). O céu que nos envolve. Uma introdução à astronomia para educadores e iniciantes. São Paulo: Editora Odysseus, SOUZA, A. B. Estudo de gelos astrofísicos sob influência do vento solar e raios cósmicos f. Dissertação (Mestrado em Física e Astronomia) - Instituto de Pesquisa e Desenvolvimento, Universidade do Vale do Paraíba, São Paulo. TEIXEIRA, R. O Universo em três dimensões: um belo presente para a Humanidade, Disponível em: Acesso em: 17/10/2015. TERUYA, N. D., BARBOSA, S. Núcleos exóticos e síntese dos elementos químicos. Revista Química. Nova,Vol. 35, No. 2, , 2012 TIPLER P.A., LLEWELLYN R.A. Física Moderna, 3 a Ed., Rio de Janeiro: LTC Editora, VIEIRA, S., BARROS, A., ARAÚJO, I., OLIVEIRA, J.C.T. Uma comparação entre deduções da equação E=mc 2, Revista Brasileira do Ensino de Física, v.26, n.2, p.93-98, (2004).

216 201 APÊNDICE B TESTE DE MÚLTIPLA ESCOLHA As questões 26 e 27 não foram aplicadas no teste de múltipla escolha que os alunos realizaram. AVALIAÇÃO DA APRENDIZAGEM Nome N.º Data Professor Série Nota Conceito WILLIAM FERNANDES (1) A Lua é o único satélite natural da Terra, e só a enxergamos, porque ela reflete a luz solar que incide em sua superfície. Com relação a luz solar, podemos afirmar que ela é o resultado de: reações químicas, que ocorrem no centro do Sol. reações nucleares, que ocorrem no centro do Sol. queima de gases de vários tipos na superfície do Sol. queima de gases de vários tipos no centro do Sol. terão um tempo de vida menor. Massivas e menos massivas possuem o mesmo tempo de vida. (3) As estrelas são constituídas, principalmente, de que gás, quando nascem? H Hidrogênio He Hélio C Carbono O Oxigênio (2) A massa é um dos principais parâmetros, que determinam o tempo de vida de uma estrela na sequência principal, sendo que as estrelas: Massivas, são aquelas que terão um tempo de vida maior. Massivas, são aquelas que terão um tempo de vida menor. Menos massivas, são aquelas que (4) O Sol é? Planeta Estrela Galáxia Satélite

217 202 (5) Qual é o nome dado ao objeto formado, antes de se tornar uma estrela? Pré estrela Protoestrela Nebulosa Nuvem molecular (8) Qual é a força que dá o início ao processo de formação das estelas? Força eletromagnética Força gravitacional Força forte Força nuclear (6) As estrelas são: mais quentes e menores que os planetas. mais frias e menores que os planetas. mais quentes e maiores que os planetas. mais frias e do mesmo tamanho dos planetas. (7) Desde a Grécia antiga, a humanidade tinha o conhecimento da existência de cinco planetas: Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. Podemos observar e enxergar os planetas e as estrelas, porque: Os planetas e as estrelas possuem luz própria. Os planetas e as estrelas refletem a luz do Sol. Os planetas possuem luz própria e as estrelas refletem a luz do Sol. Os planetas refletem a luz do sol e as estrelas possuem luz própria. (9) O que é uma estrela? Uma esfera de gás quente que reflete a luz de outros objetos do Universo. Uma esfera de gás quente, que produz energia e luz, através da combustão de diversos gases. Uma esfera de gás quente, que produz a sua luz e energia, através reações químicas Uma esfera de gás quente, que produz a sua luz e energia, através de reações nucleares. (10) Por que a maioria das estrelas não sofrem um colapso gravitacional? A estrela está em equilibrio dinâmico, onde os gases gerados atraves da fusão nuclear, empurram a superficie da estrela para fora. A estrela está em equilíbrio eletromagnético, onde a força eletromagnética é igual a força gravitacional. A estrela está em equilíbrio hidrostático, pois pressão de radiação gerada pela

218 203 energia proveniente da fusão, empurra o gás para fora para equilibrar com a gravidade. A estrela está em equilíbrio hidrostático, pois pressão do gás gerada pela energia proveniente da fusão, empurra o gás para fora, sendo sempre maior que a gravidade. Através de sondas espaciais que são lançadas até a estrelas. Através do tamanho delas. Através da coleta, análise e estudo da luz que as elas emitem. Através de teorias, que ainda não possuem comprovação experimental. (11) As nuvens moleculares são regiões que favorecem o processo de formação das estrelas, pois: (13) Em que parte da estrela, durante a sequência principal, a fusão nuclear ocorre: Em toda a estrela. FIGURA 1. A NUVEM ESCURA DA NEBULOSA DO CACHIMBO. São frias e possuem uma grande concentração de gás. São frias e possuem uma pequena concentração de gás. São quentes e possuem uma grande concentração de gás São quentes e possuem uma pequena concentração de gás. (12) Como a ciência sabe qual é a temperatura das estrelas, se elas estão muito longe da gente. A nossa fonte de informação vem: Somente na superfície, pois a temperatura nesta região é maior do que no núcleo. Apenas no núcleo, pois a temperatura nesta região é altíssima. Em alguns momentos na superfície e em outros no núcleo da estrela (14) O tempo de vida de uma estrela na sequência principal depende da sua massa total, porque: Quanto maior a massa, maior será o seu tempo de vida, pois ela terá uma maior quantidade de hidrogênio para realizar a fusão nuclear. Quanto maior for a massa, menor será o seu tempo de vida, porque uma estrela com muita massa "queima " o seu hidrogênio muito mais rápido do que uma estrela de baixa massa.

219 204 A vida da estrela é independente da sua massa, pois a alta taxa de queima do hidrogênio é compensada pela sua grande massa Não podemos dizer muita coisa, por que nunca acompanhamos a evolução de uma única estrela, pois o tempo desse processo supera o tempo da vida humana. Quando ocorre a fusão nuclear. Quando ocorre a fissão nuclear. (17)Qual grandeza abaixo, nos ajuda a entender como será a evolução de uma estrela? Cor Massa (15) No processo de fusão nuclear 4 núcleos de hidrogênio formam 1 núcleo de Hélio. Se compararmos a massa dos 4 núcleos de hidrogênio com a massa de um núcleo de hélio, notaremos uma diferença, isto é, a massa total que entrou no processo é maior que a massa que saiu. O que pode ter acontecido com esta massa desaparecida? Transformou - se em outro elemento químico. Transformou se em energia. A diferença entre as massas é tão pequena que pode ser desprezada. Não desapareceu, apenas foi para outra parte da estrela. (16) Podemos dizer que nasceu uma estrela, quando: Ocorre o colapso gravitacional do gás na nuvem molecular. Quando a densidade e a temperatura da protoestrela são muito altas. Luminosidade Temperatura (18)Auguste Comte ( ), pai do positivismo, certa vez declarou o seguinte, sobre o conhecimento que teríamos das estrelas: Enquanto podemos conceber a possibilidade de determinar suas formas, seus tamanhos, e seus movimentos, nós nunca seremos capazes por qualquer meio de estudar sua composição química ou sua estrutura mineral Ele acreditava que apesar dos grandes avanços obtidos através da Ciência, alguns conhecimentos seriam inacessíveis, como a composição química das estrelas, sendo assim: Ele estava certo ao afirmar isso, pelo fato que as estrelas estão muito distantes da Terra.

220 205 Ele estava certo em sua previsão, apesar que tivemos grandes avanços tecnológicos que permitiram que conhecêssemos apenas a luminosidade das estrelas. Ele estava parcialmente correto em sua previsão, porque sabemos a composição química do Sol, mas não das outras estrelas. Estava estava errado em sua previsão, atualmente com o uso da espectroscopia podemos saber a composição química de muitas estrelas. (19)Existe uma correlação importante entre a cor de uma estrela e sua temperatura superficial. Betelgeuse é uma estrela vermelha, enquanto Sirius é branca e Rigel é azulada. Em virtude disso, a alternativa que apresenta a sequência de estrelas com a menor para a de maior temperatura, é: Elas irão consumir o seu hidrogênio igualmente, independe da quantidade de massa. A estrela Z irá consumir o seu hidrogênio mais rapidamente que a estrela X. A estrela X irá consumir o seu hidrogênio mais rápido que a estrela Z. A estrela Z irá consumir o seu hidrogênio mais lentamente que a estrela X. Onde está Wally? Foi uma série de livros criados pelo britânico Martin Handford, onde o intuito principal, era encontrar um menino chamado Wally ou os seus objetos, no meio de vários outros personagens espalhados pelas páginas de um livro, conforme a figura abaixo. Sirius, Betelgeuse e Rigel Sirius, Rigel e Betelgeuse Betelgeuse, Sirius e Rigel Rigel, Sirius e Betelgeuse (20) Considere duas estrelas X e Z, que estão na sequência principal, a primeira possui uma massa 2 vezes maior que o Sol e segunda uma massa equivalente a 4 vezes a massa do Sol. Podemos dizer que: Figura 2 - Onde está Wally? (21) Se o Sol, fosse o nosso querido Wally, e a região onde o procuramos ele, fosse o